2009.4.18 十三塾　　上田　昌良　　P.194

物理的なデータと説明

表3と4の最後の縦の列は、火球の物理的な特質とそれらを引き起こした流星体を論じる。

写真飛跡の一般的な種類は、注釈で明らかにされて、各々の活字が飛跡のいくつかの状況を記載する縦の列DSで示される。

飛跡の多くは、短痕のかなりの等級またはあるいは崩壊を示す、そこで、短痕は経路の連続した部分の間に切断され観測される中の光輝である。ここではそれが完全に新しかったとき露出が流星体（あるいは、主要破片）の後で領域をすぐ観測したら、それは通常部分の上端で最も集中している。

写真流星とそれらのスペクトルの研究は、その短痕がわずかな尾を引いている破片からアブレーションに起因するかもしれなくて、高速度惰走しているガスからすでに溶発するかもしれないことを示した。

多くの火球は激しい崩壊を穏やかに示す、そして、回転するMORPフィルタホイールの回転の露出サイクルは、まで穏やかなで、多数の個々の破片が認められるのにかなり適していた。

流星の輝度の突然の閃光は、多くの小さな破片の発散に起因するさらなるアブレーションに相当する。

4つのランクあるいは、閃光のタイプは、表で区別されている。

2、3の流星はそれらの光で穏やかなあるいは、はっきりした明滅を示す。そして、不規則な形づくられた流星体の振動（あるいは、回転）のものであると考えられる。

表5と6は、読者が火球飛跡に沿って高さの変化、速度、明るさと質量を再現するのを可能にする詳細なデータを発表する。

表5は、表3から測定できない末端の質量と予想される197の火球を記載した、表6中に表4の46、さらに我々が最も大きい破片のために少なくとも50gの末端の質量を予測する表3の16を含む。

下記で説明するように我々が2つのケースで力学質量と粒子密度の間で関係式を算定する異なる方法を採用しているので、表は別々である。

我々は、必要に応じて、観測データが我々自身のものと異なる前提条件で質量あるいは、密度の他の推定を導き出すのに用いられるかもしれないと強調する。

表5と6最初の縦の列は、火球のMORPシリアル番号、あとに続く観測された飛跡のトップからの秒である時間 t を記載した;

高さの値、H（海抜km）;

速度、ｖ(km s-1)；

測定可能な場合の飛跡の末端部の数ポイントでの減速、・v(km s-2);

そして、絶対パンクロ等級、Mpan。

個々の飛跡の明るさの推定は、序論で述べた論文のいくつかの記載してある方法の中のフィルムでの固定撮影された恒星と惑星の映像を比べることをした。

Mpanの値は、それがパンクロのフィルムの色反応を使って100kmの標準距離で天頂で観測されたとした火球の瞬時の明るさとして定義されるものである。

光度曲線は、個々の流星に対して作成した。そして、Q縦の列が等級決定のためにフィルムの特質が、表3の前述に示したのと同様に表示した。

限界は、光度曲線にまた利用する全体の高度距離の見積もりを飛跡の部分に観測できないことになる。そこで効果は、たいへん短い継続時間(0.4秒以下)の飛跡でかなりあるかもしれない。？？？？？

各々の物体のためのMpanで最も明るい値は、表3と4（負の記号が省略されている）のMG縦の列に記載されている。

火球（光度曲線の下の部分）が発する全体の光度の見積もりは、表３と４のLによって示される。そこでLは、0等・秒の全光度の対数である。

 807番はL = 3.00である。そして、それは10秒継続する-5等級の輝度への光量に相当するものである。

エネルギー較正はハリデー他（1981）で導き出されるから、全体の発光出力は、1.8の×10＾13のエルグに相当する。

測光質量（ｍp）について、表5と6では、測り始めた地点と飛跡の末端の間アブレーション（融除)して消失したのをグラムで質量を見積もった。

我々の以前の論文で論じたように、それは我々のパンクロの範囲以上のアブレーションによる発光効率が 速度が10km/s以上と低速度で無視するために運動エネルギーの損失の0.04で一定とするという前提条件を基としている。　　　

（優位なメカニズムは、アブレーションよりむしろ流星体の減速であるので）。

36km/sのときに、光度から測光質量への転換が、、0等級・秒あたり0.069グラムgであり、他のどの速度vでも、それは0.069(36/v)^2 gである。

発光効率についての他の前提条件は、測光質量の他の算定を導き出すために、我々のデータを利用されるかもしれない。

前述の如く、(Halliday et al., 1984と最近の参考文献)我々は流星体の大気中の飛行のために1.0のドラッグ係数を採用している。それゆえに、ドラッグ方程式はこのように書かくことができる：

md/A=(ρav^2)/2v・)                  Eq.(1)

mdとAがすべての点での流星体の質量と断面範囲であり、ρaは大気中の密度であり、そして、vとv・は流星体の対応する速度と減速である。

量mdは、力学質量として知られている。

右の面の上の量は、大気中の表と火球の観測からわかる。

v・の値が引用される場合はいつでも、「mass-to-area比率」md/Aは表5で示される。

我々、流星体のための代表的な形状（そして、飛行方針）は仮定する、我々がまた、流星体の密度ρ,がわかっていたなら、我々は力学質量を見積もることができる。

可能性がある隕石候補のために、我々は非常に大多数が石質の物体であると思っている、どちらか？？？？主にイニスフリーInnisfree落下の破片の回収に基づいて、我々がρ=3.5g/cmと仮定する、

我々は2L、3Lと5L記名長さの面でレンガ状brick-like形状を採用し、そして、超音速飛行において最大抵抗に適応させた。

このように、全地点の質量は30ρL^3 と15L^2による横断面で得られる。

（回収された隕石は形状で球形でない、MORPネットワークが2、3年前に構築されたけれども、ネットワークの東の部分は完全な球状になった、　ローカル”隕石”として学校博物館で展示されたいくぶん風化された金属的物体                                                                          それは6ポンド(2.7kg)の大砲弾丸として特定された、けれども、それが発見された場所の近くで軍事行動においてこれまでに使われた不本意な出現であった。）

上述の前提条件で、1つは力学質量と発見を解くかもしれない：

md = 0.306(mp/A)^3 　　　　　　　　　　Eq. (2)

ここでmdはグラムである。

式(1)から、それはv・（減速）が若干正確に測定された十分に大きいときの数値である見積もりと明確である。方法は飛跡の末端部分だけ用いるように、しかし、最終部分の地点でない速度減速ｖ・はわからない。　　

力学質量の見積りは表 6の最後の縦の列で1切断地点あるいはそれ以上の切断地点のものをしめしてある。

アブレーション（融除）最後の後の見積もった末端質量は、最終結果で括弧で示されて、個々の力学質量見積もりに相当している測光質量値によって、ある程度影響される。

表3と4では、縦の列MIは、大気圏（2有効数字まで切り捨てられる）の最上位で、グラムで、流星体の初期の質量のための我々の最良の値である。表３と４で、縦の列MIは、大気圏突入時の有効数字2桁、グラムの流星体の初期質量で我々の最も信頼のおけるものである。

末端の質量（表5メンバー）のない流星には、それはmp.の最大値とした。

重要な末端の質量は予想した（表6）、MIは最大測光質量と落下した隕石破片の見積もった合計質量で、表３と４にある。

MTについての値はファクターTによって表6で最も大きい破片に対する力学質量を上回っている。そして、Hallidayハリデーほか(1989b)の表3で示した。

ファクターは、我々がより大きい現象へ進歩するように、最も大きい破片による地上への全質量のうちの一部と思われる記述への試みである。

20kgの主部の質量に対する50g最高4.0の最も大きい破片のための1.25からのT範囲の値。

最後に、いくつかの流星に対して、我々は流星体の密度に関して値を推測する。そして、前期デスカッションで、そして、表3の縦の列DNでのρによって示した。

末端の質量がないならば、そして、我々は1つ顕著な破片を論じるならば、我々の他の推測がまた、適切であるならば、、その時測光質量は力学質量に等しいはずである。

我々の仮定された形状で、前記に示したように、md/A = 2ρL と mp = 30ρL^3である。

Lを除いて、ρを与えて解く;

ρ = 194(md/A)^L5 / mp^0.5 　　　　　　　　Eq. (3)

ρについての複数の値が表5で示し、平均値は表3に示してある。

よりよいウエイトは、より信頼できるために考えたそれらの値が利用されるかもしれない。

表6にある火球に関して、我々は隕石の場所捜索のとき考慮する重要な量である末端の質量を見積もるため密度を3.5の状態と仮定した。

式(3)ならば、１つはすべての点でも瞬時の質量を得るためmpに末端の質量をmpに加えること、1つは密度に関して解くことができる。

通常、しかし、末端の質量は、飛跡と式において瞬時の質量の重要な一部分を表す。

(3)は、その時末端の質量のために3.5の仮定された値の近くの値を与える。

ρの値は、この理由のために表6に記載していない。

表3〜6では、いくつかの量は　データの精度として正式に正当化されるより重要な数字に引用する。

これは質量と密度見積りについて特に正しい表5と6で以外、たとえば、そして、それは見積もった飛跡に初めの測光質量で少しの変化を認める。

表のいくつかの記載事項は以前の出版された値と異なる、そして、新しい値が今後、使われるはずである。

いくつか変化させることは、速度と減速値が力学質量に使われる少しの修正の結果である。それゆえに、いくつかの火球は、非常に小さい隕石の確かなソースが表６にもはや現れることがないとしてHalliday et al. (1989b)の表１にリストした。少なくとも2つの新しい物体が表6に現している間に。

1989の論文のNo.169のための初速は12.6でなく、22.9km/sでなければならない。そして、それは事務員のエラーに起因したものである。

我々の最初の出版された軌道（Halliday et al., 1983）の一つが最初の2カ所での火球（MORP No.1）であった。

これは確かに、運用中の15年間で記録された最も明るい半ダースの現象の一つだった、しかし、濃霧のために、2つのカメラ記録のうちの1つは(日周運動による)恒星飛跡が写っていなかった。

この初期の現象に適用できなかったカメラ基準のマークに対して流星位置をに任せるその後の使用する技術、 速度が信頼できないし、（異常な）軌道に注意を払わなければならない。

質量分布

表3と4のデータは、我々が観測した火球の質量と明るさ分布からいろいろなプロットを作成することを許可する。

最も重要なうちの1つは大気圏の最上位（大気圏外）の質量フラックスでいくつかのグループの火球に対して図1で示している。

地上に達する隕石質量の我々の以前の研究のように（Halliday et al., 1989b）、我々が累積頻度 Nを述べること、初期の質量による10^6km^2の範囲に年につき現象の数は、等しいあるいはそれ以上、いかなる初期の質量（MI、グラム）。

表３のサンプル中で観測された頻度からの換算を考慮する。前の通り、　わずかな欠乏のために原因である1%の増加は、地球規模の中間を我々の緯度 相関的な予想される。  加えて総数のフラックスに表３の30%のサンプルからの換算。

図1の実線は、全体の調査に対してNの対数とMIの対数をプロットしたものを示す。

2.5kgの初期質量に近づくように変化させるように見える、プロットは2本の線のようにしめした。0.1から12kgまでのデータによって詳細に記録する質量の範囲をカバーしている。　

大気圏の最上位におけるフラックスの大まかな見積りはその論文の図1で線がトップにラベルをつけたように、示される隕石落下（Halliday et al., 1984）の頻度の上で我々の最初の論文で含まれた。

我々は、線の傾斜が異なっているけれども、累積的なフラックスが、MI =10kgの値について現在の論文と一致する点に注目する。

2.5kgの近くで傾斜の変化の可能な原因についてコメントする前に、我々は全体のフラックスに火球の異なる種類の寄与を調べる。

一つの構成要素は、地上に落下する隕石と思われているそれらの物体から構成されている。

表3の「30%の調査」でこれらの物体の非常に限られた数を使うよりはむしろ、我々はハリデーほか（1989b）の表１のメンバーを用いる（すなわち全体のフラックス調査の推定された隕石）。

このように加えられるメンバーは少なくとも0.1kgの予想される主部の質量に関して表4で含まれる、そして、図1のMと分類される点線は「隕石的」火球のこのグループのについて得られる分布を示す。

多分非常に小さい隕石を生じさせただろう火球の下限である。しかし、一般に、これらは観測選抜影響が分布をゆがめ始める小さい初期質量で関連する傾向があるだろう。

初期の質量>~2 kgは、多分これらの省略にそれほど影響を受けないだろう。

我々は、少なくとも0.1kgの地上に予想される主部の質量でフラックス調査において37の隕石的な現象の季節分布にちょっと注目することができる。

少ない現象で、

我々は、2月、3月と4月が「春分」グループから成る3ヵ月の間隔とまとめた;

5月、6月と7月は、「夏至」グループ他である。

この基礎の上で、10^9のkm^2 hにつきこれらの現象のフラックスは、以下の通りに推定される：

春分、2.8;

P.213

夏至、3.1;

秋分、1.5;

冬至、2.6。

結果は、春分近くの幅広い極大と秋分近くのかなりはっきりした極小が予想される全般的な一致である(Halliday and Griffin, 1982)。

これらの火球は、流星群が全体のフラックスとは別のサブセット（部分集合）を構成していることに関連する.

それらの質量分布は、表3から導き出され、図1のSに分類される点線によって示されている。

これは、また、流星群所属が疑わしかったとき、前述のように、物体が流星群と同様に表3で記載されなかったという範囲の下限である。

我々は表3の213人のメンバーを3つの速度グループ、遅い、中間、速いと言われている、に分けることができる。 そして、25と40km/sの任意のセットに初期速度、VI、の境界によって定義する。

図1。

Nが質量同等あるいはMI(グラム）以上で年当たり10^6 km^2につき現象の累積数である場合で、ログNvs.ログMIに示した大気圏のトップ（大気圏外）のフラックスのプロット。

実線は、全ての火球に対するデータを表す。

点線は、以下の通りにサブグループ（下位集団)を表す：

AA=小惑星のグループ;

CC=彗星のグループ;

MM=隕石-落下物体;

SS =流星群流星;

FF=記載の速度40km/sあるいは、それ以上の高速流星。

3グループに対する質量分布は、描くことができる。しかし、　それが、大部分が彗星あるいは小惑星起源のグループに資料を分けるいくつかの試みを行うために、より多くの関心がおそらくある。

高速グループは、小惑星よりむしろ彗星に関連した高軌道傾斜角あるあるいは、逆行軌道である。

また、中間の速度の火球は、地球に接近する小惑星より彗星に密接に関係がある軌道を持っている。けれども、この範囲で最も遅い物体の2、3は隕石として現れる。

遅い火球の中で、流星群の一員として彗星グループにまとめたと確認した。さもなければ、我々は小惑星資料によって優越してまとめると思っている。

唯一の中間的な速度グループからの表3のメンバーの1つが夕微雨名隕石としてしめせた。遅い物体のうちの7つが流星群の流星であり、彗星グループに割り当てられている。

表3の少数のふたご座流星群は、小惑星の母天体の分類にもかかわらず、彗星の物体と同様に扱った。

前記に基準を概説した。我々は彗星グループ割り当てられる表3の134メンバーと小惑星グループの79を持っている。

我々は各々の火球が該当するグループの中にあるとは言わない。しかし、我々は2グループが小惑星あるいは彗星どちらかの１つのソースで優越していると示唆する。

彗星のグループについて、数はおそらく、年を通してこの構成要素の変動を調べるために、たいへん重要である。

表2の最後の線は各月の間10^9 km^2 hにつき予想されるフラックスを示す。そして、それは全体の「晴天調査」のために値を得て、3.33倍に表3の記載事項を増やすことによって導き出される。''

初期質量の累積的な分布は、A（小惑星の）とC（彗星のような）とに分類される点線で、図1で描いてある。

小惑星のプロットは、2本の直線（MI<2.7kgの値とより大きい物体のためのより急傾斜な線のための1つ）によって良く表されている。

最後のプロット（Fと分類される）は、初期速度>40km/sでそれらの高速火球の全体の質量フラックスへの少数の寄与をしめす。

全てのプロットは、累積度数データがlog-log(両軸対数）プロットの上で基本的に線形である質量範囲以上示される。

より小さい質量で、 プロットの大きな質量末端が大きい現象の少ない回数によって限定される間、頻度は、暗い物体についてのデータの不完全さに起因する状態に陥り始める。

各々の式が使うことができるMIの値の範囲と共に、累積度数（N）の数式は、図1でプロットされて、下記で記載した。

（MIの値がグラムであることを思い出しなさい）。

全ての火球、2.4〜12kg、log N =-1.06 log MI + 5.26   (4)

全ての火球、0.1〜2.4kg、log N =-0.48 log MI + 3.30 (5)

隕石、        2.0〜25kg、log N =-0.87 log MI + 4.09 (6)

小惑星の、  2.7〜12kg、log N =-1.00 log MI + 4.92 (7)

小惑星の、  0.1〜2.7kg、log N =-0.50 log MI + 3.20 (8)

彗星のような、0.05〜4kg、log N =-0.60 log MI + 3.15 (9)

流星群、     0.1〜4kg、log N =-0.65 log MI + 2.37 (10)

高速な、     0.008〜0.125kg、log N =-0.66 log MI + 2.47 (11)

全ての火球、小惑星グループと隕石落下グループのすべてを表している線は、MI >~3 kgの値に関してに関して、急な傾斜を持っている。

傾斜の同様の変化は、地上に達するために、隕石質量の我々の研究において、より大きい物体を発見された。

我々のサンプルは、データの主部の本体に適合する傾斜に基づく推定に用いられた線と比較して2、3の大きい現象が不足すると思われる。

これが最も明るい物体が系統的に過小評価される等級スケール問題を表すと仮定されるかもしれない。したがって、あまりに小さい質量に導く。

表7。

数種類の火球に関する年に10^6 km^2にMI（kg）より大きい大気形成以前の質量の頻度、N。

MI 、全火球

「有望な隕石」

小惑星の　彗星の　

流星群

現在、彗星の物体は、同じ質量の小惑星の物体より非常に明るい傾向がある。なぜなら、より大きい速度とフラグメントな傾向、明るい閃光を生じる。　

MIが2.5kg以上の値について、2つのグループの平均等級の違いは、ほぼ2等級である。

等級スケール問題があるならば、小惑星グループはいうまでもなくそれらの最大光度の大部分から、　固定撮影での恒星と惑星によってかなりコントロールされることを受けなければならない。

それでも、大きい質量の不備は、小惑星のグループに対していくぶん多く言われているようである。

これは不備が本当のことを示唆する、そして、サンムプルは、統計的な例外のように簡単に説明されないために、十分に大きい。

図1は、MORP調査の明るさ範囲の火球のために、やって来た流星体が小惑星の資料によって優越されることを表示する。

2、3キログラムの初期の質量に関して、物体のだいたい70%は、小惑星の起源である。

知られている流星群のメンバーが彗星の構成要素の少数の部分だけを占める。

高速な流星体が非常に明るい火球を生じることができるけれども、それらは突入時質量の非常に小さい破片を示す。

表7はNのいくつかの代表値、初期質量（MI）による10^6 km^2の年につき現象の数、 いくつかの値よりが0.1から10kgまで及んでいる重要なのを記載する。

より大きい値は、2桁有効数字までで切り捨てた。

連続した縦の列は全ての火球に関して見積りを示す、それらは　小惑星的、彗星的、そして、最終に知られている流星群のメンバーの少なくとも50gの主部の質量での隕石をたぶん落下させる。

理論的には、小惑星＋彗星の縦の列が「全火球」の数値でなければならない。しかし、図1の個々のプロットから導き出されたプロットの傾斜から  表7で最も小さくて最も大きい質量についての関連のいくつかのしょうすうの不完全がある。

ひとくくりの数がNの各々の値に従い対数Nの式が個々の記載事項を導き出したものであることをしめしている。

初期の質量が4kg以上からの調査の３０％のなかにたった4個の彗星的火球と初期質量が130g以上でたった5個の「高速」火球だけであった。

両方の場合とも、これらのより大きい流星体のフラックスは、より小さい物体についてのフラックスより期待がもてないと思われる。（すなわち、プロットがより大きい質量まで広げられるならば、図1のこれらのグループについてのプロットは急傾斜で下がるだろう）

流星群メンバーが100gの質量の近くで高速な彗星の構成要素に相当するフラックスがある点に注目しなさい。

より小さい質量に関して、流星群グループは、多くの遅いメンバーが観測されるにはあまりに暗そうであるからこれに耐えねばならない。しかし、グループは4kgの質量まで直線プロットを主張する。

：

質量と明るさの分布

初期質量、MIと最大光度　MG の関係を表３の213のメンバー（火球）から調べることは、興味深い。

図2は、小惑星グループからの79火球の考慮に関して、対数M(グラム）に対してHGのプロットである。図３は彗星的グループの134のメンバーについて相当しているプロットである。

示された質量について、彗星的火球が一般に非常により明るいことは明瞭である。

P.215

図2。

小惑星的グループの79の火球につての初期質量（MI、グラム）の対数に対する最大パンクロの絶対光度MGのプロット。

これは、主に2つのグループの間で速度の違いに起因する。

小惑星的グループは、中間そして平均速度で18km/s近くで、12と25km/sの間の速度の基本的に通常の分布がある。

彗星の分布は、１つめの広いピークの30km/s近くと高速火球が64km/sの近くの中心に相当するグループがある。

中央値は46km/sである、しかし、12メンバーだけが38から56km/sまで中央の範囲にいる。

速度46と18km/sで等しい初期質量の2つの火球は、運動エネルギーに6.5倍の相違があり、従って明るさにも2.0等の相違があると予想しているとグループ間の基本的な相違を説明する。

図3の点線は中間の速度で12の火球の分布を示す。そして、 非常に高速な物体の間で左上範囲と比較的遅い物体の下で右の線で分ける。

最も大きい質量のために、彗星のグループは、ピークの等級で、小さい質量（図3の右上部分）のためにより非常に少ない分散を展示する。

1kgあるいはそれ以上の質量による12の現象の中で、7は知られている流星群のメンバーである。

これらの12の物体についての速度は、平均29km/sで24km/sと36km/sの間にある。

この速度で、1つはこれらの物体が等しい質量の平均小惑星的火球より1.0等明るい、ところが実際のシフトは2等近くある。

これは、彗星的火球が小惑星的なものより 劇的にばらばらになり、明るい飛跡でしばしば末端で爆発する可能性があるためである。

図3の上の中央の範囲では、我々は初期の質量が1kg以上でそして、ピークの光度が絶対光度-l 0より明るい16の物体を見いだした。

平均速度は49km/sである、9個の非常に高速メンバー（少なくとも57km/s）、6個の中位のもの（24〜33km/s）と1個の中間のメンバー。

これらの3分の2は明らかに流星群のメンバーであり、そして、グループについての中間の質量は120gである。

16全部で最も大きい5つは、中位の速度だけがあって、基本的に12の大きい物体の前のグループの続きである。

図３の高速火球は　左上の境界ベルト帯を形成しており、それは２つのグループ、高速と中位の速度、の混成である。　対数MIが2.5以下の数値について、図２と図３の相関で等級に大きな分散が生じる。

図3

図２と同様で、彗星的グループの134のメンバー。

点線は、非常に高速な物体（左上）と比較的遅い物体（右下）の間の境界に近い。

：

図2の小惑星的グループに対して、不完全さの影響は、<-6より暗い最大光度と質量が100g以下で影響を及ぼすと思われる。

図3（彗星的）に対して、相当している値は、-7.0より暗い等級と10g以下の質量である。

これらは出版されるまでの値で少数の変化だけを示す。そして、それは30%の調査の不完全な解析に基づいた(Halliday et al., 1991)。

：

密度見積り

表3の流星体密度の見積り、DNは、前に説明したようにいくつかの前提条件で光度測定と力学質量から導き出される。

それらは、我々の彗星的と小惑星的グループの物理的な特性に関して、どんな洞察を提供するか？

表中の213の記載事項について、66はDNの見積りを含んでいる。

我々が大気中の減速の信頼できる見積りがある時だけ、力学の質量は入手できる。そして、それは事実上全ての高速な彗星的物体を除く。

激しいかもしれないが、しかし、未解決の崩壊があるならば、その時、測光質量は集団を利用する。力学質量は最大のものと２つの部分によって優越する間、そしてそれは、式(3)は、一つの物体のためにより小さくなるであろう質量−範囲からの密度に可能性を持った重要な過小評価を導く。　

崩壊が深刻だったとき、我々はDNの見積りの試みをしなかった、しかし、いくつかの残りの影響があることになる。

135の火球のうちの25だけは、彗星的グループ（速度あるいは、流星群の所属に基づいて）に割り当てられ、表3に密度の見積りがある。

これらのより遅い物体がより信頼できる減速値がありより適当だったので、小惑星的グループはその78のメンバーに対して41の密度見積りを持った。

DNの中央値は、彗星的グループに対して1.2と小惑星的グループに対して2.0である。

彗星の記載事項のうちの10は流星群流星で、4つのおうし座流星群、2つのふたご座流星群、そして2つのオリオン座χ南群を含む。

これらの10は0.8の平均密度見積りがある。そして、それは激しい崩壊を避ける比較的タフな彗星の破片のために予想と矛盾しない。

彗星的グループのうちの7つだけはDNが1.6以上の値がある、そして、これらのうちの6つは少なくとも2.4あるいはそれ以上である。

7つのうちの4つは（MORP no. 549、604、661と883）、それらが小惑星タイプ物体であると思われるほどよく、大気圏を透過する（（消滅点の高さが低い））。

P.216

図4。

彗星的（上図）と小惑星的グループ（下図）に対しての密度値の棒グラフ・プロット。

：

それらは、25km/sの我々の境界線より上に進入速度を押した小さい近日点値以外の小さい傾斜角の軌道を持っている。

我々がこの高密度グループを無視するならば、残りの18の物体に対する平均値はDN = 0.8である。

図４は、彗星的（上）と小惑星的（下）グループについて密度値の棒グラフプロットを示す。

データは広さ0.3 g cm^-3の単位でまとめられた、そして、範囲は2つのプロットにおいて同じスケールにした。

縦軸スケールは、各単位で各々のグループのパーセントを示す。

疑わしい小惑星的グループは、彗星的物体によって混入を示すと思われる低密度サブグループ((下位集団))を含む。

41のメンバーのうちの10は、1.0かあるいはそれ以下のDN値を持つ。

これらの物体は、グループの31の他のメンバーに関して、18km/sで比較して22km/sの近くの平均進入速度を持つ。

それらは、このように25km/sと36km/sの間で速度で遅い彗星的物体により近い。

残りの31の小惑星的物体のためのDNの中央値は、2.6である。

そこで、それらの分布が１つのピークのD=1.9に近いそして、2.5と3.6の間の第２のグループがbimodalであると示唆する。　

炭素質のコンドライトと普通のコンドライトでこれらのグループが関連することは、魅惑的である。

DNの実際の値は、これら2つのグループについて予期するであろうものより小さい。どちらかの崩壊の効果に起因するはずである、　　普通の流星体についての形状があまりにも厚いと仮定すると、光度の系統的な過大評価、あるいは　あまりに低い発光効率（0.04）の採用、

光度問題は、たぶん最少のようである。しかし、他のファクターの組合せがコンドライトの普通のグループについて予想されるより20%あるいは、30%少ないDNの値に関するアカウントに簡単にするかもしれない。

密度をこのように見積もることは、「小惑星的」なものと「彗星的」グループにおける火球の分離は重要である我々の信念を支持してもらえる。

我々は、明白な境界線がグループの間にないと再び認める。

密度の研究は、我々の小惑星的グループのメンバーの4分の1も多分彗星起源の低速度流星体であることを示唆する。

遅い彗星的グループの相当する破片は、小惑星の分布の高速度飛行における速度を与える軌道による代表的な小惑星の破片であることができる。

逆行軌道の全ての高速な物体が彗星的のようであることになっているから、小惑星的の破片は、全体の彗星的グループの小さい破片だけだと思う。

必要に応じて、読者は代表的な彗星的対小惑星的流星体のより均一なグループをつくるために、我々のデータにより高度な基準を応用することができる。

本論文の表のデータは、申し込みあり次第Meteoritics & Planetary Scienceの編集事務所から、電子フォーマットで入手できる。

著者は、この有益なサービスの申し込みについて、本当に感謝する。

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謝辞

これが直接、プロジェクトと関係して、我々によるMORPデータの最後の論文となりそうである。

我々は、特にプロジェクトの存続期間中に非常に貴重なアドバイスで我々を支援していただいた方すべてに感謝したい。Zdenek Ceplecha, R. E. Folinsbee, R. E. McCrosky, B. A. McIntosh, G. W. Wetherill and the late Lubor Kresak.

故ピーターM.ミルマンは、我々の最大の恒常的な支持と励ましの源であった。

西カナダの地方の居住者は、常に協力的だった。我々のカメラ設置場所の土地所有者、観測地のオペレーター、重要な火球の眼視観測、そして、それらの所有物内での隕石の操作の許可をする

警察分遣隊といろいろな大学のスタッフと同様に、ローカル・ラジオとテレビ局は観測レポートで援助してくれた。

我々は、17年の間それらのキャンパスで我々の活動中の本部のホストをつとめたことに対してサスカチュワン大学に感謝する。

1960年代後期にMORPネットワークの計画と大部分の構築は、Dominion観測所でされた。日常的な運用が1970年にカナダのNational Research Council（国家研究会議)に天文学の研究に移った後、ずっと始まらない(始まった？）。

いかなる前述のプロジェクトは管理と財政援助が必要である。そして、J. H. Hodgson, former Director of the Dominion Observatories and to J. L. Locke and D. C. Morton, Directors of the Herzberg Institute of Astrophysics,プロジェクトに対するそれらの信頼のために、特に科学の予算がひどく制限された期間に、に感謝する。

Nomlan Dyrvik と Eldon Hubbsは、器材を維持した器械の技術者で忠勤を提供した。そして、我々がデータのコンピュータreductions、そして、本論文の表の準備による援助で長年の支援をMrs. Denise Cardinalに感謝する。　

我々は、本論文の原稿版のレフェリーとして、それらの有用な示唆に対してP. Jenniskens と R.E. McCroskyに感謝する。

編集処理：G. Wetherill