上田　昌良　ホームページ　　Masayoshi Ueda
<流星のTV観測>
<流星の電波観測>
<その他>
<TOPへ戻る>
<流星の眼視観測>
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　上田　昌良、十三塾2010.1.16
PASJ：Publ. Astron. Soc. Japan , 1-?? ,
＠2008. 日本天文学会。
−
2004年ペルセウス座流星群の期間中における散在流星のSuprimeCam観測
家　正則1-3、 Mikito Tanaka2, Masahisa Yanagisawa4,
Noboru Ebizuka5, Kouji Ohnishi6, Chikako Hirose7,
Naoko Asami2, Yutaka Komiyama1, and Hisanori Furusawa8


1、光学および赤外線天文学分割、国立天文台、三鷹、東京、181-8588の日本

2、東京大学、
3、大学院
4、電気通信大学、
5、RIKEN、
6、長野工業高等専門学校、
7、宇宙航空研究開発機構（JAXA）、
8、すばる望遠鏡、
（2006年12月20日に受理した;受諾）
要約
我々は、2004年8月11-16日の間、すばるSuprimeCam(※すばる主焦点カメラ{Suprime-Cam}は、2048pix×4096pixのCCD 10枚からなるモザイクＣＣＤカメラである。)イメージング観測によって13の微光流星と44の人工衛星の運よく見つけ出した調査結果を報告する。
だいたい100kmの高さの流星と500kmあるいはそれ以上の高さの軌道がある人工衛星/破片(デブリ)はで、それらは見かけの焦点が合ってない映像サイズかで明確に識別された。
13の流星(内訳、ペルセウス群1個、みずがめ群1個、散在11個)のCCD光度測定をおこなった。
我々は、同じ継続時間に0等の恒星についてこれら33ミリ秒以内で横切る飛跡の最も明るい部分に対して光量子数を積算し比較することによって、ピークのビデオ等級を定義した。
この定義は、13個の流星について、4.0 < Vvr < 6.4 と 4.1 < Ivr < 5.9範囲の等級を示す。
バーチャル眼視観測者に相当している等級はV-バンド観測についてとりわけ多少よりかすかなはずである、‖[OI]5577ライン残光は、現行5-10分のCCD露出の積算フラックスに関与しているので約1秒続く。
空間的分解能がだいたい1mより小さいものの目的物サイズを分解するには不十分であるけれども、我々はこれらの流星の衝突励起した円柱状の直径の新しい見積りを開発した。
数ミリのように小さい直径は、それらの衝突励起した光子割合、流星速度、100kmの高さで酸素原子のと体積密度から導き出された。
励起した原子が その平均存続の0.7秒間に禁制線を発してまわりに広がり移動するので、発散しているゾーンの実際の円柱状の直径は、数100mぐらいの大きさであるはずである。???
44の人工衛星物体のうち、我々は17がカタログ化された衛星/宇宙ゴミであることを確認した。
このことは、微光流星と微小宇宙ゴミの研究を計画するのにSuprimeCamの広視野画像の有用性が示された。　
キーワード：流星−ペルセス座流星群、光度測定



1. 序論
流星の科学的な観測は、出現する時刻と位置を予測するのが困難なため簡単な作業ではない。
流星の明るさは、流星体のサイズと速度に依存する。
代表的な流星は、だいたい0.01mmより大きい流星体で生じて眼視あるいはビデオカメラによって見られている(Ceplecha et al. 1998)。
しかし、そのより暗い最終の流星の光輝分布は、よく知られていない。
さらに、流星の等級の科学的な定義は基礎がしっかりしていない。 パラメータの多様性が実施する観測に関係している、 たとえば、流星の速度と距離と 空間とスペクトル決定と 空間とスペクトル使わた器具の適用範囲、　　眼視、ビデオ・カメラ、増光たカメラ、CCDカメラあるいは、別の装置でありえる。
ホーキンズとホイップル（1958）、そして、クックほか（1962）は、恒星での写真上で比較用に正確に計った痕跡幅によって、流星飛跡の幅を数値化し、1mと定め代表的な値を導き出した。
この評価がブロードバンド映像からであり、ホーキンズとホイップル（1958）にて導き出されたいくつかの記名負の値によって表示されるように、分解分析がかなり繊細なプロセスであることに気がつく。
Kaiserほかは（2004）、増光CCDカメラを用いて、飛跡の数値を求めるため、３４の微光流星の高精度測定を100m以下の短い基線にて2地点で実施し、それらFWHM(Full width half maximum)は、全般的に1m未満だったことを見つけた。
Jenniskensほか（2004）は、VLTのFORS1で流星飛跡の広範なスペクトルをserendipitouslyに得た。しかし、見た目の広がりは ピンぼけ影響に起因することが出てくる　流星は空間的に分解されない。
現在の論文は、2004年のペルセウス座流星群流星群の活動中に、8.2mのすばる望遠鏡の広視野のSuprimeCamで得た流星の運よく見つけ出した観測を報告する。
ペルセウス座流星群の流星は母彗星109P/スイフト−タットルと関係していることが知られている。そして、それは紀元前68年に最初の記録があり、1862年と1992年に最近の回帰で135年ごとに回帰している。
109P/スイフト−タットルの近日点はここ2000年間について少なくとも地球軌道の外側にとどまった。しかし、現在の近日点は0.958AUである。
その軌道は約60km/sと大きな地球に対する速度で、離心率e=0.963と大きな傾斜角 i=113.4°である(Lyytinen と Van Flandern 2004)。
それが太陽の近くに来たときに、新しいトレイルができる。;
前述のダストトレイルは最低5回の西暦1348、1479、1610、1737と1862年に対応している通過がわかっている。
説明の中で、木星、土星そして他の惑星の摂動の影響を考慮し、Lyytinenとvan Flandern（2004）は1862年からの1公転ダスト・トレイルの遭遇が2004年8月約12時UTに地球軌道と0.0013AUの所を通過すると計算した。　
2. 観測とデータ整理
使用したデータは、他のプロジェクトでの観測の間に、うまく見つけて得られたものである。
M31のブロードバンド・イメージング観測とスバル・デープ・フィールドの狭帯域イメージング観測は、ペルセウス座流星群現象の予想される時期の直後に、4夜、2004年8月12-15日、ハワイ標準時（HST=UT-10）の間、スバル望遠鏡（家他、2004）の主焦点に付けられたSuprimeCam（宮崎他、2002）で行われた。
これらの観測の過程で、我々はCCD画像上にいくつかの線が記録されているのにうまく気がついた。
SuprimeCamにて記録される流星/人工衛星飛跡の平均割合の綿密な統計的な判断がその時利用できなかったけれど、しかし、我々が同時観測することで完全に流星と人工衛星を識別する方法を知をしらなかった。我々は、この期間中、観測される現象割合が平均よりかなり豊富なはずであると思った。
なお、我々がこれらの記録された飛跡のいくつかが人工衛星であるにちがいなかったと認め、我々はより詳細な様子を撮った。
我々は、ペルセウス座流星群ピーク時を含んだ前の4夜、8月8-11日に、SuprimeCam観測者に同様のそれらの映像を確かめるよう頼んだ;
これらの観測者（I.いわた）のうちの1人は、9つの飛跡を彼の映像で見つけたと報告した。
SuprimeCamイメージングを実行した2人の他の観測者は、この期間中、前述の飛跡を見つけ出せなかった。
表1は、2004年8月8-16日HSTにSuprimeCam観測の8夜の間に記録された検出飛跡の全ての観測パラメータをまとめたものである。
飛跡#1-#9は、I.Iwataによって報告された。
飛跡#10-#43は我々の著者のうちの1人(M.T.)がその一方で、映像を観測した現場で即座に見て撮影中に注意していた。
飛跡#44-#56はやはり映像データを圧縮している間にM.I.によって後で注意していた。
−−−−−−−−−−−−−−−−
図1。
飛跡#11_812_39_8
図2。
飛跡#50_813_56_5
−−−−−−−−−−−−−−−−−−
飛跡#57は、本論文のために流星映像を圧縮している間にM.I.によって見つけられた。
最終的には、SuprimeCam観測のこの8夜シリーズは、57飛跡を得た。
個々の縦列の短い説明は、あとに続く：
(1)列：連続した番号
(2)列：HSTでの露出の開始時刻
(3)列：１夜におけるフレーム数
(4)列：CCDファイル番号SUPA00nnnnnn（この数から始まっている10のファイルは、10枚のCCDでおおわれている全体のSuprimeCam視野（FOV）を構成する）
(5)列：赤経、角度
(6)列：赤緯、角度
(7)列：方位角、角度
(8)列：高度、角度
(9)列：フィルターバンド
(10)列：露出時間、秒
(11)列：全体の飛跡の長さl、いくつかのCCD上のピクセル
(12)列：飛跡の位置角θ　？？？
(13)列：最大の半分の全幅（FWHM）ω arcsec
(14)列：ピクセル当たりの平均ピーク数、ADU
第(15)桁：最も明るい5arcmin部分についての名目集積した等級。詳しくは４セクションを参照。

------------------

表1。暗い飛跡が、8月10-16日HSTの間に記録された
---------------------


図1〜5は、記録された57飛跡の間で代表的な映像を示す。
たとえば、図１は飛跡#11_812_39_8と分類される、 8月12日HSTに撮った第39の露出フレームの第8CCDに記録された飛跡#11の映像の約1800×1800ピクセル部分を示した。
飛跡をはっきりさせるために、これらの映像の表面の明るさの階級は、高コントラストにするために、個々に調節された。
後で説明するように、図1は傾斜の距離20,000kmの大きな軌道で軌道周期675.73分にて飛行している衛星COSMOS 2363 = ID98077B = NORAD#25594確認された。
このフレームの明るさの変動は、衛星の回転のため、目に見える。
飛跡に沿った同様の明るさの変化は、#5、#36と #45で、やはり気がつかれた。
図２は、1500km以下で、軌道周期107.69分の低空軌道で飛行している別の衛星DIAMANT B-P4 = ID75010A = NORAD#07654である。
図3は、約106kmの距離にあるペルセウス座流星群の流星である。
飛跡は、SuprimeCamが無限大に重点をあわせてあるときに起こる有意なピンぼけ影響のため、ぼやけている。
図4の飛跡#30は、散在流星である。
この流星は、その光輝がSuprimeCam 写野を通過中にその経路において7倍に増大する爆発を示した。
#30に対してほぼ直角に横切っている別のさらに暗い飛跡#57は、この映像の左下角に見られる。
図5は、サンプルの中で最も明るい飽和した衛星画像である。
通常の方法は偏りとフラットフィーリングを差し引くために撮られ、未処理フレームは、SuprimeCamデータ整理パッケージSDFREDを使用して実行したYagi 他 2002; Ouchi 他 2004)。






























3. 流星の識別
3.1. 映像の幅
望遠鏡からの距離と直径Dでの目的物は、　　 ラジアンでsの代表的なシーングの下で無限大にピントを合わせてある焦点距離 f によってSuprimeCamによる映像で、 映像サイズwとして、 次によって与えられる。
w =√f^2 D^2 d^-2 + δ^2 F^-2 + f^2 s^2, (1)
もうひとつの用語は、　　F=2絞りでの光線のピンぼけδのためにぼやける映像サイズを意味し、次によって与えられる。
δ = f^2/(d-f).　　　　　　　(2)
SuprimeCamのピクセル・スケールが15μmピクセルで0.20のarcsec(秒当たりの弧）/ピクセルであることに注意しなさい。
図6では、サイズDを1m、2mそして10mの目的物に対して0.8arcsec（s = 4×10^-6ラジアン）の代表的なseeing sizeのもとで距離ｄの函数としてFWHM(Full width half maximum)映像幅（arcsecで）を計算したものを示した。
流星の距離を100km<d<200kmとして、ピンぼけ効果の二番目の用語を導いた用語である;
流星のピンボケ映像は、200km未満の距離で8 arcsecより大きい映像サイズがなければならない。
------------------------------
図6。0.8　arcsecの代表的なシーイングサイズの下の望遠鏡からの距離dで直径Dのピンボケ物体のFWHMサイズ。
物体は、100kmの距離で分解されないサイズで1m未満、
図7。検出された飛跡のモード方？ FWHMサイズ分布。
----------------------------------
1m未満の目的物のサイズ情報が、そのピンボケ映像幅から検索することができないことに注意しなさい。
図7は、48本の正確に計った飛跡の実際のFWHM飛跡幅分布を示した。
分布は、2つの集団の明確な分離を示す。
13本の飛跡は10 arcsecよりワイドで、流星に対応する、そして、残りの35本の飛跡は6 arcsecより幅が狭くて、衛星と宇宙ゴミに対応する。
3.2. 位置角
いくつかの流星グループ(流星群)が表2で示すように観測の期間中に出現していることが知られている。
カシオペア座流星群は、ペルセウス座流星群の分岐の族であると考えられている。
我々は　これらの流星群のあらゆる輻射点の観測飛跡点についての位置角ならばと確定するためにクロスチェックを行った。　
表3は流星識別の結果をまとめて、これらの13の流星飛跡について正確に計った物理的なパラメータのいくつかを記載する。
物理的なパラメータを導き出すために採用した方法の説明は、個々の縦列の短い説明の後に示した：
1列：連続 ＩＤ番号
2列：露出開始時刻、UT（=HST+10h）
3列：仰角
4列：地上から100kmの高さを仮定した流星までの距離
5列：写すために使ったフィルターバンド
6列：ピクセルでの飛跡のFWHM　ｗ
7列：ADU単位の平均ピーク・カウントIp ピクセルあたり
8列：流星飛跡の観測した位置角θ
9列：ペルセウス座γ流星群輻射点からの偏り角度δθPer
10列：みずがめ座δ・北流星群輻射点からの偏り角度δθAqr
11列：流星群分類。Per;ペルセウス座流星群、δAqr;みずがめ座δ・北流星群、Spo;散在流星。
ペルセウス座流星群とみずがめ座流星群に属する可能性が完全に否定されないけれども、我々が議論において述べているように散在流星出現数に基づき「Spo/P?」「Spo/A?」表示が散在流星である9つの流星をみなした。
12列：輻射点からの望遠鏡の向いている角距離。
13列：流星の角速度Ω。
ペルセウス座流星群#17とみずがめ座流星群 #25を除いて、我々は問題を単純化するために、散在流星について10°/sの標準的な角速度を採用した。

表3の9列は、公称ペルセウス座流星群輻射点から、飛跡の位置角δθPerの偏りを示す。
ペルセウス座流星群流星群についての日々の輻射点天体位置表を、我々はArlt (2003)、 Lyytinen と van Flandern (2004)から引用した。
ペルセウス座流星群輻射点の分散は、だいたい2〜3°の広さと見積もった(cf.Jones and Sarma 1979; Lindblad and Porubcan 1995; Molau and Arlt 1997)。
1997年のペルセウス座流星群の観測の分析は、（重野ほか; http://www004.upp.so-net.ne.jp/msswg/Ob970812.txt）、
23の明るい流星の輻射点の実際の分布から、0.5〜8.5等の等級範囲で、平均光度4.76等、分散約3°、　6〜8.5等の14個の暗い群流星からは、平均光度7.00等、分散非常に広い範囲の赤経で60°赤緯で20°と示した。
これは、暗い流星の輻射点が宇宙空間で、より広く分散している可能性がることを示唆している。
飛跡#17は、1°以内でペルセウス座流星群輻射点の位置角に合う、そして、我々はペルセウス座流星群にこの流星を結びつけた。
飛跡#43、52、57、19、23、そして34は、ペルセウス座流星群輻射点の方向から15°以内である、そして、重野他（1997）の研究成果を考慮し、いくつかがペルセウス座流星群とすることができるけれども、　我々が他の分野で独立して数値を求められる平均出現割合に基礎をおいたそれら散在流星を考慮することを優先した。
10列は、みずがめ座δ・北流星群輻射点に対する角度の偏りδθAqrを示した。
ここで、我々は流星体のこのグループに、飛跡位置角がみずがめ座δ流星群輻射点から3°以内で指している飛跡#25を確認した。
また、飛跡#27、44と30のいくつかは、12°より小さい角度の偏りで、やはりこのグループあるいは、表２にあるように他の近くのみずがめ座δ流星群、δ・南群、ι・北群、ι・南群に属しているかもしれない。
位置角がすべて4飛跡についてみずがめ座δ・北流星群によく一致していたことに注意しておきたい。
我々は、同じ推理によって、飛跡#25以外の流星の全てが大部分は散在であることを解釈した。
残りの2つ、#40と54は、表2で記載されるグループの輻射点にマッチしなくて、確実な散在流星であると、ここで考えた。
我々のサンプルの散在流星の数は、したがって、多くて11である。
図8と9は、確認された流星にいくつかの隣接するCCDで記録されていた飛跡を示す。
コントラスト水準は、見やすい飛跡にするために、個々に調節した。
流星のいくつかは、SuprimeCam FOVのそれらの飛行中にそれらの光輝に有意な変化を示した。
これらの映像の光輝プロフィールは、4.2部門で論じる。
流星#27と#43の二重に割れた映像が望遠鏡のピンボケによる中央の暗黒化が原因であることに注意しておく。
流星までの距離dは、関係式d =H/sin(El)を使用し表3の縦列(4)に示してある、発光高さがどこかはH=100 kmと仮定した。
角ばった分離＊とともに速度vで発光高さに入っている流星の　　　角速度（Ω）は、輻射点からのセパレーション角度(分離角度)とともに流星の突入時の発光高度における速度Vで13列が与えられる、

Ω= v sin(* )/d, (3)
ペルセウス座流星群とみずがめ座δ流星群について個々に、
他の散在流星につては、単純に、我々は10度/秒の一般的に標準的な値を採用した。

4. 光度測定
4.1. 絶対光度測定と名目CCD等級
我々は、次の四つの光度測定の標準天体領域、SA110、SA92、PG2332+055とMARKのそれぞれの２夜に、二回撮像によってCCDフレームの絶対の光度測定を実行した(Landolt 1999)。
VバンドとIc-バンドの光度測定のゼロポイントは、個々のねらった利用できる11.8-<V<-16.3と10.7-<Ic<-15.3の範囲内等級で14〜24の基準星によって、特定した。
たとえば、#17についてのCCDフレームSUPA00338307と#25についてのSUPA00339230のIc-バンド・ゼロポイントは、それぞれ、33.39と33.39等であった。
#30についてのSUPA00339888と#19についてのSUPA00338900のV-バンド・ゼロポイントは、それぞれ34.47と34.48等であった。
これらのゼロポイントの偏りは、0.1等とかなり小さかった。
表4は、13の流星体の光度測定の特性をまとめてある。
(1)から(5)列の定義は、表3のそれらと共通である。
(6)列は、飛跡の最輝度の5 arcmin部分の積分したADU数と比較することによって導き出されるときの名目の積分した等級(m5′nom)を意味する。
F 5′nom = wIp ×1500, (4)
ここで係数1,500がより長い積分時間に対する基準星のそれらによる飛跡の5 arcmin部分に沿ったピクセルの数である。
たとえば、ペルセウス座流星群流星#17はwIp = 2584ADU/ピクセルがある、そして、最も明るく5つのarcminトラック長さの範囲内の全体のADC F5′は3.9×106である。
名目等級は、次による
V nom 5′=-2.5log（Fnom 5′)+34.47 (5)
そして、
Inom 5′=-2.5log（Fnom 5′)+33.39. (6)
これは名目等級であるので、流星のような一時的な発光物体のためのCCD光度測定が より長い露出時間でCCD映像について、明らかにより暗い名目等級を示しているので、注意しなさい。
さらに量的に流星等級の特徴を記述するために、その発光時間を考慮に入れ、 我々は流星の角速度を仮定し計算することで、（8）列に流星等級の可能な定義を導入している。
これは、4.2と4.3部で論じる。
(9)列の物理的な意味は、5.1部で論じる。
(1)列：連続 ＩＤ番号
(2)列：露出開始時刻UT（=HST+10h）
(3)列：撮像のために使ったフィルターバンド
(4)列：飛跡に沿ったユニット・ピクセルあたりのADUのwIp
(5)列：流星群の帰属
(6)列：名目等級、上記の文を参照しなさい
(7)列：流星の角速度Ω。
散在流星に対して、我々は(8)と(9)列について見積った数値を示すために、10°/sの標準的な角速度を仮定した。
(8)列：ビデオに評価の等級ｍvrは、Vvr　あるいは　Ivrと同様に定義した。
この等級は、0.033秒以内に横切る飛跡の長さの部分から、光子の全ての空間的な積分まで対応する。
4.2部を参照しなさい。

−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−
表4。記録された流星の物理特性。
------------------------------−
V-バンドについて、残光が[OI]5577から約1秒続いている影響があることに注意すること。
(9)列：衝突的により励起した流星のDcol列の最大直径を計算したもの。
詳しくは5.1部を参照しなさい。

4.2. ビデオに評価の等級
0.033秒のビデオ・フレームから測る　0.2 arcsecピクセルの数は、 角速度Ωdeg/sの流星について、3600×0.033Ω/0.2 = 590Ωピクセルである。
33ミリ秒の飛跡Fvrの最も明るく観測された部分についての合計ADCはこの次である、
Fvr = wIp×590×Ω
= Fnom 5′×Ω×590/1,500　　　(7)
ここでwIpは、表４の(4)列に示された流星のぼやけた映像上の飛跡を垂直に横切る積分された平均ADU数である。　
たとえば、ペルセウス座流星群流星#17は、wIp = 2584ADU/ピクセルと仰角角度 EL= 70°で、角速度がΩ= 15.5°/secある。
ビデオ-出現フレームの範囲内の全体のADC F33は、0.52°の飛跡の長さあるいは、9,200ピクセルに相当する、 それから2.4×10^7になる。
我々は、そばにビデオ-評価等級VvrとIvrを(8)(9)と定義する
Vvr = V5′-2.5log（Ω）-9.64 (8)
と
Ivr = I5′-2.5log（Ω）-8.88 （9)
ここで9.64と8.88の差し引きが それぞれ、2.5log(600/0.033×590/1500）と 2.5log(300/0.033×590/1500）の等級の相違に対応する。
これらの値は、表4の(8)列で示している。
この等級は 明るさが、0.033秒の間に一定の最大値で残ると仮定して計算してあるので、実際のビデオ-評価等級が(8)列にある値より多少位はずであるとこを注意すること。
4.3. 眼視見積の等級に結びつける
しかし、ここで示される等級mvrがよく、大部分の眼視観測者によって報告される等級に結びつけられないことに注意しなさい。
「積分した」流星の明るさと背景の恒星との定量的な比較は、簡単なことではない。なぜなら、肉眼で見えている時間の実際上の長さと残留記憶時間は、うまく調整されない。
肉眼観測等級は、流星等級（mvr）の 現在導入した光度測定の定義より非常に暗い値を示すかもしれない。
調整した等級にて考慮する別の物理的な係数は、流星放熱の時間プロフィールである。
なぜなら、小さい、しかし、重大なV-バンドでの光量子の係数が、1-3秒続く[OI] 5577A禁制線を発する、 現在の観測で記録されている発光の実際の継続時間が採用されたビデオ-評価より長いものである、そして、それゆえに、実際の等級はこの残光継続時間、mcorに対して修正した、Vvrより多くて2-3等暗いはずである。
Icバンドで、OI 7774A OIとN2バンドが顕著な、そして、重大な禁制線が関与しない所で、前述の残光効果は無視してよい。
したがって、大部分の現在観測された流星は、どうしても、眼視観測者に対する7-8等と同じくらい暗いはずである。?????
しかし、我々は本論文で、眼視見積り等級と光量子の間で光度を係数する厳密な定量的な較正を追求し続けない。

4.4. 輝度の輪郭図
図10と11は、記録された流星のすべての飛跡に沿った輝度の輪郭図を発表したものである。
ADU数がFWHMの上に平均値にしてこれらのプロットを示している。
プロフィールにある明るいスパイクは恒星および／または熱を持ったピクセルそして、プロフィールの下のエンベロープが流星光輝を表示したことに起因する。
流星のいくつかは（たとえば#19と#23）、かなり一定不変な明るさを示している。
しかし、流星#30は、輝度で7倍の爆発をした、そして、流星#27は記録されたフレームの範囲内で3倍に緩やかに変化した光輝を示した。
流星#30の爆発に対してのFWHM飛跡の長さはだいたい500arcsec（= 2500ピクセル）であり、14ミリ秒の経過時間に対応する。
この現象は、該当するモデルの使用によってアブレーション・プロセスを限定するために使用されるはずである。
5. 議論
5.1. 散在流星の割合
散在流星の割合の数値を求めるために、我々は2001-2004年の間にスバルDeepフィールド（SDF）に得られたSuprimeCamフレーム（2090のCCD映像）を調べた。そして、それはスバル・データ・アーカイブで公的に利用できる。
173のフレームは210〜300秒の露出時間でI′バンドであり、そして、46のフレームは720〜900秒の露出時間でVバンドである。
大部分の露出は、3月、4月と5月に撮られたものである。
−-----------------------------
図10。流星の光度輪郭図
図11. 　流星の光度輪郭図（続き）
−----------------------------
これらのフレームの全体の露出時間は、現行のM31観測に対する19時間より多少長く、21.6時間に達した。
合計29の流星現象は、これらのSDF{スバルDeepフィールド}映像の中から確かめられた。
SDFはかみのけの星座の中であり、そこで、小流星群が1月19日ごろ予想された。
しかしSDF観測がこの流星群出現期間よりかなり後であったことを考えれば、他の突発流星群もこのときに出現しなかった　　我々は散在としてSDF流星の大部分であったと考えた。
我々がSDF流星の中で可能性のある流星群現象を引きさることができる情報がないから、我々は それらの全般的な現象割合を比較する現行の観測の13個のM31流星と同様に29個SDF流星のすべてをかかえておいた。
このように得られるSDF流星の平均現象割合は、しかし、我々がM31フィールドで得たものに相当し、観測される大部分の流星がやはり散在であるという結論を支持するより大きい1.96±0.63timesである。
我々は、重大な現象割合の2つの違いの係数であるにせよ確定できない。

5.2. 不一致コラムのクロスSection横断面
図6で示すように、現行のピボケ観測は、だいたい1m未満の源サイズを分解することができない。
しかし、次の考察は、流星が大気中の原子と衝突した縦列横断面の初期のサイズ見積りを示す。
光学スループット、フィルタ透過、CCD量子効率で撮ることによる50%のシステムの光量子検出効率を採用する、 そして、SuprimeCamについて2.6 e/ADCの転換率を応用する、我々は積分した光量子数の数値を求めることができる。
たとえば、流星#19は　5.7×10^8光量子の総量で生じる、　 60km/secでL=2kmのその 33 msecの飛行の間にスバル望遠鏡によってV-バンドにて得た、 そして、約100kmの高さで、　望遠鏡からの距離が138kmに該当している。
等方性の発光を仮定して、Nphoton=2.6×10^18光量子のように33ミリ秒の間、この流星によって発される光量子の総数を導き出すことができる。
100kmの高さの中間の酸素原子の平均密度は、約nOI = 10^18 m^-3である。
破片・fraction？？ηであるの全光量子について衝突の励起による[OI]5577で発する、これは実際の横断面Sを必要とする。そして、次の方程式によって示される;
ηNphoton = nOISL　　　　　　(10)
A代表的な流星スペクトルは、約η= 0.1でV-バンド内で[OI]のfraction？の概算を示す。
流星#19に対する観測された数を書き入れることによって、我々はS = 8.3×10^5m^2をDcol =10.3mmの衝突縦列の実際の直径に対応から得る。
このように衝突縦列の計算された直径は2.4mm < Dcol <10.3mm 範囲内のいずれか　　表４の(9)列でV-バンドで観測した４流星がある。
この値が流星の主要な本体が大気中の原子、分子と電子と衝突した、そして、中間の酸素原子によるこれらの粒子の連続した滝衝突が行われた縦列の直径を示すことに注意しなさい。
これらの衝突は、エネルギー準位に中間の酸素原子を励起した、そしてそれは、その後の禁制線[OI]5577を解放した。
平均して、禁制線の実際の発光は、衝突の励起の0.7秒後に起こった。
したがって、励起した酸素原子は、禁制線発光を生じる前に、最初の衝突円柱から数百メートルまで離れて、熱の運動によって分散した。
したがって、禁制線の放射している地帯のサイズは、数100mと同じくらい大きい。
これが流星の[OI]5577モノクロの映像で観測されるサイズでなければならないことに注意しなさい。
　通常のブロードバンドフレームで記録されている流星映像の幅は、熱せられている円柱状のサイズである、そしてそれは、　[OI]短痕円柱より非常に幅が狭くて、約1cmから１ｍである。
これは34の暗い流星の短いベースライン観測がインテンシファイヤーCCDカメラを使用した2つの場所の影響されない結果と一致している(Kaiser et al. 2004)。


5.3. 発光効率と流星質量
地球に対する相対的な速度 v による質量mの流星粒子の運動エネルギーEk　は次による
Ek = mv2 /2 (11)
また、等方性の発光、光量子検出効率の50%、 と2.6e/ADCのADC転換率を仮定することによって、たとえば 我々は、スバル望遠鏡にて　　正確に測ったFvrをビデオ-割合ADC計数　から33ミリ秒の間、流星によって、発光する光量子Nphの総数を見積もることができる。
Nph = 4πd2Fvr/πR2×2.6×2　　(12)
ここで、dは流星までの距離であり、R=4.1mは、スバル主鏡の半径である。
発した全体の光量子のエネルギーは、次にある
Ep = hνNph (13)
ここでhνは、光量子の平均エネルギーであり、光量子の中の熱エネルギーの変換効率εはその結果である、
ε= Ep/Ek. (14)
あるいは、逆に言えば、我々がCampbell-BrownとKoschny（2004）のε=0.002のと仮定するならば、我々はその等級から流星の質量を推定することができる。
m= 2Ep/v2 ε (15)
たとえば、#19の流星について、3.6×10^-19 Jの平均的V-バンド光量子に対して、Ep= 0.94J
その結果、それに相当する質量は、m=1.92/(30,000)^2 /0.002=1.1×10^-6kg= 1.1 mgである

5.4. 暗い流星の集団と[OI]映像
Pawlowskiほか（2001）は、3mのリキッド鏡望遠鏡（LMT）に取り付けた光増大CCDシステムを使用していて1999年にたいへん暗いしし座流星群の流星を観測した。
それらの観測が18等までの感度があったたけれども、5から10等の範囲に及ぶ経路に沿った積分した等級が 100〜1μgの流星質量に対応した。
彼らは、これらの微小しし座流星群の流星の数フラックスがしし座流星群大流星雨に対して垂直に約1/hour/km^2であると見積もった。
IICCDによるPawlowskiのLMT観測は、0.28°視野をおおって、1時間当たり140の非しし座流星群現象の検出を可能にした。そして、それは驚くべきものである。
我々の現行の観測は SuprimeCamのピンぼけ効果に起因する検出感度が同様の強度でなかった。
約150kmの距離にピントを合わせられるSuprimeCamによる専用の流星撮像は、感度で約3等までだろう、そして、流星の暗い集団に関する重要な情報を提供するだろう。
[OI]5577の線撮像を行うために中間のバンド・フィルタIB550を使用しているSuprimeCamペルセウス座流星群輻射点撮像は、流星現象の衝突励起プロフィールと移動する流星短痕によって示されるようなそれらの連続した輝線の時間プロフィールを研究するのに使われるだろう。
個々の短痕の二次元の映像は、衝突の励起とそれらの移動している発光のプロフィールを示す。
SuprimeCamは、150kmの距離でピントを合わせを約1.5mmまでに相殺できるはずである、しかし、まだ範囲内は、トップ・ユニットの限界がダイナミックレンジを動いている。
前述の観測はやはり流星体の暗い集団の手掛かりを示して、計画の価値がある。

6. 衛星と宇宙デブリ
飛跡のいくつかは、横浜科学館を通じてMike McCantsによって提供され、　2004年8月15日現在の8,888の衛星について登録された軌道データのNORAD Two-Line-Element databaseでクロスチェックされK.Yによってすぐに確認された。NORAD(North American Aerospace Defense北米航空宇宙防衛司令部)　　
1°×1°を通過する可能性衛星。
FOVは露出の始めの前に5分の間に指している望遠鏡の中心にして、そして、露出の終わりの5分後はリストアップし、その位置角度のために記録された飛跡と比較された。
このように確認される衛星飛跡候補は、表5の4列で、それらのNORAD番号を示した。
衛星が太陽光が当たっている領域にあり、このように太陽光を反射したかどうか確定するためのチェックをしなかった。
別々の、よりさらに広範囲なチェックは、NASA/GSFC Orbital Information GroupによるTwo-Line-Element dataをリリースされたのを基にJAXAのC.H.によって実行された。
例えば、図12は露出時にtrack#11の観測されたフィールドの近くに来た人工の物体の飛跡を示している。
この場合、人工の物体ID98077Bは、観測された飛跡の方向に沿って映像#11 812 38を撮るために600秒の露出時間の間にSuprimeCam FOVを通過するのを確かめられた。
しかし、例えば、図13で見つかる飛跡は、8,888の記載された人工体に合致しなかった。
表5で示すように、44本の非流星飛跡の中の17の飛跡は、記録された人工衛星あるいは、宇宙デブリと合致した。
しかし、27の飛跡は、いかなる利用できるカタログ中での物体で確認されなかった。
これらのいくつかは、カタログに載ってない宇宙デブリ物体であるかもしれない。
軌道要素の可能性エラーは、　軌道の長い時間の変化に起因する、特に低高度軌道物体について、やはり２通り識別に失敗する。
−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−−
図12。候補の軌道に乗っている衛星と飛跡#11のデブリ
図13。候補の軌道に乗っている衛星と飛跡#12のデブリ
−-------------------------------
表5。特定された人工衛星の情報がTwo Line Elementsに基づいてＮＡＳＡ/GSFC Orbital Information Group（2004年8月11日―16日のデータ)によって発表された。
長半径
離心率
遠地点
近地点
周期
傾斜距離
−--------------------------------
7. 結論
無限大に焦点を合わしているとき、スバル直焦点カメラは 流星の顕著にピンボケ映像に写る。
人工衛星/宇宙デブリから流星を区別する方法を議論した。
ペルセウス座流星群活動期間の後半に偶然に得た13の流星を報告した。しかし、確実にペルセウス座流星群に属するのは1個だけであった。
もう一つの流星はみずがめ座流星群であり、Aquaridsのものとされた、しかし、残りの大部分の流星は散在流星である可能性が大であった。
これらの流星の光度測定の等級は、経路に沿ったフラックスの積分によるビデオレートの定義を導入することによって、CCDフレームから測定された。
これらの光度測定のCCD等級に眼視観測者による肉眼見積もり等級を関連づける問題を議論した。
衝突の励起の数の単純な計算は、[OI]5577禁制線フラックスについて説明する必要があった。　これら流星の衝突円柱の直径の数値を求める新しい方法を提示した。
このように、流星の衝突円柱のサイズが、直径で数mmであると初めて導き出した。
[OI] 5577発光の発散について、比較的長い存続期間（0.7秒） [OI]5577のライン発光地域の実際の円柱サイズは、　禁制線光子を発散する前に励起した酸素原子の熱拡散による直径数100mであろう。

8. 謝辞
見つかった流星の全ては、東北大学のM. Chiba、カリフォルニア大学のP. Guhathakurtaとこの著者のうちの2人、M. I. と M. T.によるM31研究のために撮影された映像からだった。
我々は、観測されたデータの中に流星サンプルを調査するのを許可してくれたM. ChibaとP. Guhathakurtaに感謝する。
NAOJのI.Iwataは、我々のものを優先した観測で表５にある＃１から＃９の飛跡を見つけ、すぐに情報を提供してくれた。
等級定義のNAOJのN.Takatoとライン発光メカニズムにおける東京大学のT.Hashimotoとの議論は、刺激で有益なものであった。
JAXAのM.Horiiは、人工宇宙物体の軌道の識別を援助してくれた。

参考文献