2022年のしぶんぎ座流星群の結果

12月28日から1月12日にかけて、しぶんぎ座流星群が出現します。この群の天頂出現数(ZHR)は、8月のペルセウス座流星群や12月のふたご座流星群といった他の2つの主要な流星群と同じくらいに達します。しかし、しぶんぎ座流星群はピークの継続時間が鋭く、せいぜい数時間しか持続しないので、数多く観測できる年は他の群ほど頻繁ではありません。
2022年は、ピークは1月3日の20:40(UT)と予測されていました。ピークの日は新月の1日後と、光学観測者には特に良い条件となりました。以下がIMOがまとめた、眼視観測の活動プロットです。

以下は、BRAMSのユマン受信局での活動プロットです。

同じような活動プロットはBRAMSのウドゥスベルジャン受信局でも観測されており、信頼性は高いです。

夕方はまだ輻射点高度が低いにも関わらず、1月3日夕刻にメインのピークを迎えたようです。そして1月4日朝にも2番目のピークを迎えており、この傾向は眼視観測でも見られます。

2021年のふたご座流星群の結果

ふたご座流星群は(2) パラスと同じタイプの小惑星と考えられている、(3200) ファエトンによって引き起こされる、活発な流星群です。ふたご座流星群はしぶんぎ座流星群と共に、彗星を起源としない2つだけの主要流星群です。
この群の流星の対地速度秒速35kmは他のほとんどの流星群より遅いのが特徴です。12月に出現しピークは12月7日から17日の間に生じます。
IMOは2021年のピークを12月14日7時(UT)と予測しました。これはBRAMSネットワークで得られた観測からも疑いはなく、以下の長時間継続電波流星（10秒以上）のプロットからも確認できます。

電波観測は眼視観測と比べてより小さく暗い流星にも感度があります。流星群内での質量選別により、暗い流星は眼視でのピークと比べて1日早まります。これはBRAMSのデータにも表れており、以下の継続時間を限定しないプロットでは12月13日の朝にも2番目のピークが見られます。

2021年のおひつじ座昼間流星群、ペルセウス座ゼータ昼間流星群の結果

おひつじ座流星群とペルセウス座ゼータ流星群は、年間で最も活発な昼間流星群です。1947年夏にイングランドのジョドレルバンク天文台で初めて発見されました。これらの群は地球が2つの惑星間空間の流星物質の高密度領域を通過することで起こります。この2つの極大期は混ざり合う傾向があります。母天体が何であるかは現在も議論が続いています。

2021年の6月4日から11日に記録された電波流星エコーの図です。

おひつじ座昼間流星群のピークは6月7日に予想されており、これはBRAMSの観測と一致します。一方でペルセウス座ゼータ昼間流星群の極大日は6月9日と予想されていましたが、BRAMSネットワークはその翌日にさらに活発な出現を検出しました。

2021年のしぶんぎ座流星群の結果

12月28日から1月12日にかけて、しぶんぎ座流星群が出現します。この群の天頂出現数(ZHR)は、8月のペルセウス座流星群や12月のふたご座流星群といった他の2つの主要な流星群と同じくらいに達します。しかし、しぶんぎ座流星群はピークの継続時間が鋭く、せいぜい数時間しか持続しないので、数多く観測できる年は他の群ほど頻繁ではありません。

北緯51度ほどにあるベルギーでは、うしかい座にある輻射点（そこから流星が放出されているように見える点）は、地平線下に沈まない周極星です。

しぶんぎ座流星群の活動は、最近96P/マックホルツ第1彗星と小惑星2003 EH1（数百年間休眠状態にいるであろう彗星）と関連付けられました。科学者は、小惑星が半日未満しか続かないピークの活動に、より広く拡散した彗星のダストが4日ほど続くバックグラウンドの活動に対応していると考えています。

ピークは1月3日と予想され、BRAMSの観測と一致します。

ピーク時の突然の減少には物理的理由はなく、輻射点が天頂に近い時の幾何学条件が悪いためです。

2020年のふたご座流星群の結果

ふたご座流星群は通常、1年の中で最も活発な活動を見せ、流星愛好家のカレンダーには12月13日と14日が必ず丸で囲われています。この群の流星は明るく色鮮やかで、速度は中程度か遅めなので永続的な痕は通常見えません。

この年は12月14日が新月で、12月14日の00:50UTがふたご座流星群(GEM)の極大と信頼高く予想されていたため観測条件は完璧に近く、ZHR=150もの出現数が期待されました。このピーク時刻はヨーロッパの観測者にとって特に好条件でした。過去数年でピークのZHRは140～150個近くまで増加しています。
以下は国際流星機構(IMO)が公開した、眼視観測の結果です。

BRAMSのユマン受信局での長継続時間隆盛の観測結果と比べると、12月13日に2つ目のピークがあったことがわかりますが、残念ながらヨーロッパでは日中でした。

以下は、BRAMSの別の受信局、ウドゥスベルジャンで観測されたデータです。

観測された2回のピークの間には急激な現象がありますが、ふたご座流星群のピークは数時間は続くことが研究で分かっているので、このBRAMSで観測された減少は（部分的でも）輻射点の高度が低くなったことに起因するでしょう。この点はさらに調べる必要があります。

電波観測は眼視観測と比べてより小さく暗い流星にも感度があります。流星群内での質量選別により、暗い流星は眼視でのピークと比べて1日早まります。これはBRAMSのデータにも表れており、以下はユマンおよびウデュスベルジャン受信局で観測されたすべての流星による活動曲線です。

2020年のオリオン座流星群の暫定結果

オリオン座流星群は有名なハレー彗星と関連があります。ハレー彗星は5月に起こるみずがめ座エータ流星群の起源でもあります。オリオン座流星群の輻射点はオリオン座とふたご座の間、北半球の中緯度地域から見て夜明け前の南西の空に位置しています。

いつものように、ユマン受信局での観測結果を公開します。活動のピークは10月19日から22日でした。10月12・13日と27・28日の観測は散在流星の活動を推定するために用いられました。

上のパネルにはバックグラウンドの活動を示す白い丸があり、それを正弦関数でフィットしたのが黒い線です。赤い線は高密度流星エコーに対応する、10秒以上エコーが続いた流星の数です。この合計の流星から黒のバックグラウンドを差し引いたのが青い曲線で、これが純粋なオリオン座流星群の活動に対応します。下側のパネルはユマンでの輻射点高度を示します。

IMOによる眼視観測の集計結果はこちら。

2020年のおひつじ座昼間流星群、ペルセウス座ゼータ昼間流星群の結果

おひつじ座流星群とペルセウス座ゼータ流星群は、年間で最も活発な昼間流星群です。1947年夏にイングランドのジョドレルバンク天文台で初めて発見されました。これらの群は地球が2つの惑星間空間の流星物質の高密度領域を通過することで起こります。この2つの極大期は混ざり合う傾向があります。母天体が何であるかは現在も議論が続いています。

2020年6月4日から11日までの、10秒以上続いた電波流星エコーの合計のプロットはこの通りです。

おひつじ座群のピークは6月7日と予想されましたが、私たちの観測では6月5日の12時UT頃(𝜆o = 75º)に見えます。ペルセウス座ゼータ群のピーク予想は6月9日で、私たちの観測と合致しました。

2020年のこと座流星群の結果

こと座流星群は毎年4月16日から26日に出現します。この群の輻射点はこと座で一番明るい恒星であるベガのそばにあります。理想的な条件では、1時間に(ZHR)18個ほどの流星を観測できます。今年は新月が4月23日なので眼視観測に絶好の年でした。

この群を起こすダスト粒子は、長周期彗星のC/1861 G1 サッチャー彗星が放出したものです。こと座流星群の観測記録は紀元前687年から残されており、これほど昔の記録がある流星群は他にありません。

2020年4月21日から24日までの、10秒以上続いた電波流星エコーの合計のプロットはこの通りです。

バックグラウンドの流星活動分が補正された観測データである青い曲線では、予想された通り太陽経度 𝜆o = 32.3 (2020年4月22日6時UT)でのピークが確認されました。これは国際流星機構(IMO)による眼視観測結果ともよく一致します。

2020年のしぶんぎ流星群の結果

しぶんぎ座流星群 (010 QUA) は2020年1月に私たちの受信局のうちユマンで記録されました。この群の流星体は96P/マックホルツ第1彗星と小惑星(196256) 2003 EH1に関連し、複雑な構造をしており年ごとに異なった特徴を引き起こしています。

2020年1月3日から6日までの、10秒以上続いた電波流星エコーの合計のプロットはこの通りです。

1月4日の1時から5時UTにかけて流星活動の増加が見られました。この観測所での活動極大は太陽経度 𝜆o = 282.99 (1月4日4:30UT)に確認されました。国際流星機構の眼視流星データベース(VMDB)の予備結果ともよく一致します。しかし、以下のグラフに示すように10秒を超える電波流星エコーのみに限ってみると、活動レベルの増加の仕方はより顕著です。

私たちは既に2017年から2020年にかけて5回のしぶんぎ座流星群のキャンペーンを行っており、すべての年のデータの比較を行っています。解析が終わり次第こちらで公開します。

2019年のふたご座流星群の結果

2019年のふたご座流星群(004 GEM) の極大は満月直後に起こりました。これは眼視観測者には大きなハンディキャップとなりますが、電波流星観測には関係ありません！これはユマンの我々の受信局での予備レポートです。以下のプロットでは10秒以上続いた電波流星エコーを示し、高密度流星エコーの典型的な挙動を示します。

青いカーブはバックグラウンドの流星活動を補正した観測データに対応し、12月14日から15日にかけて活発な活動があったことを示します。
14日午後の早い時間に観測された人工的な窪みは反射の幾何学条件で説明でき、輻射点高度が重要な役割を持つことがわかります。

私たちの観測所では活動の極大は太陽経度𝜆o = 262.4 (12月14日 23時UT)に起こり、国際流星機構(IMO)が公開した眼視観測と一致します。

2019年のりゅう座流星群の結果

りゅう座流星群(009 DRA) は20世紀に数回流星嵐を起こしましたが(Rendtel, 2017)、期待されていなかった2019年にこの流星群が戻ってきました。このキャンペーン中の我々のユマン受信局でのデータが使われました。極大日は通常10月9日付近なので、10月7日から10日の期間に注目しました。

2019年のりゅう座流星群中の、10秒以上続いた流星エコー（高密度エコー）の数の推移は以下の通りです。

補正済みデータは太陽経度𝜆o = 195.2（だいたい2019年10月9日2時UTに対応）での急激なピークを示しており、これはIMOのVMSワーキングリストが示すより4時間ほど早いです。

さらに、前述のピークの前の 𝜆o = 193.6 (2019年10月7日10時UT)にも活動の増加があります。この特徴についての理解を深めるにはさらなる調査が必要です。

2019年のいっかくじゅう座アルファ流星群の結果

いっかうじゅう座アルファ流星群(AMO)の母天体は不明ですが長周期彗星だろうと考えられています。眼視では1925年、1935年、1985年、1995年の毎年11月21日に観測されています。毎回活動時間はとても短い（数十分から数時間）です。1995年には、30分間で約200個の流星が出現する、壮大なアウトバーストが起こりました。2019年は11月22日早朝にバーストの可能性が予想されていました。

眼視観測の結果はIMOウェブサイトhttps://www.imo.net/observed-alpha-monocerotids-outburst/から確認できます。ビデオ観測の結果も予想された時刻でのアウトバーストが観測されましたが、出現数は予想の3~5倍ほど低く終わりました。データ解析からアウトバーストは4時57分 UTことに起こり、天頂出現数ZHRは80~100個に近く、予想時間は正確だったと分かりましたが、トレイルの位置は予想からわずかだがずれていたことが分かりました。以下はAMOのビデオ観測からMeteor Flux 2.1 (meteorflux.org)で生成されたプロットです。

以下に、BRAMSネットワークの電波観測を用いた星屑デンパズーの結果を示します。こうした活動プロットは通常、赤が星屑デンパズーのユーザーが発見した流星数の時間ごとの合計で、丸は背景活動の1時間ごとの数（11月21日から23日の平均データから推定しています）、黒い線がその背景活動のベストフィットの正弦関数、青い線が赤い線から黒い線を差し引いて求めた、いっかくじゅう座流星群の活動です。1枚目のグラフが全ての流星エコーの合計、2枚目のグラフが10秒以上続いた流星エコーのみをプロットしたものです。

ビデオ観測で見つかったピークはBRAMSデータでの5時UT (太陽経度 239.3°)付近にはっきりと検出されています。2番目のピークは最初のグラフの8時30分UT(太陽経度 239.45°) に現れており、本物かどうか検証の必要があります。このピークは眼視や、10秒以上続いたエコーの2枚目のグラフでは検出されていないため、注意深い調査が必要です。2番目のピークについて何かわかればすぐにこのテキストを更新します。

2019年のペルセウス座流星群の結果

ペルセウス座流星群 (007 PER)はいつも大きな活動を見せるため、眼視観測者のコミュニティーでも最も人気の流星群の1つで、太陽経度 (𝜆o)が13.98から140.3度の間、2019年でいうと8月13日の2時から15時UTが極大です。さらに8月13日の2時UTには別のダストトレイルに遭遇し、さらに活発になると予想されていました。
以下の図は2019年8月11日から15日にユマンの観測所で捉えた流星エコーの合計継続時間です。

2019年に記録された観測では、活動は8月13日から15日にかけて活発になり、2つの「二重ピーク構造」が見られます。これは観測可能性関数によって補正されるべき要因によるもので、1回目は8月13日、2回目は14日に起こっています。最初の最大値は𝜆o = 139.85付近に見られ、Peter Jenniskensが予測したダストトレイル予想よりわずかに早いです。また、以下のグラフのように、極大活動が予想される時間からわずかに外れた𝜆o = 140.8と141周辺に2回目の二重ピークが見られます。

このグラフには合計継続時間が10秒を超えるエコー、つまり目で見えるほど明るい流星に対応するエコーを含んでおり、こうしたエコーは大規模な流星群でよく見られます。グラフで見えるように、後者の二重ピークはその前のピークと同程度の活動レベルまで達します。ただし、2つの二重ピークの間の活動が低くなる谷間が、輻射点の地平高度が低くなる時間に対応し、実際は1つの、1番目のピーク𝜆o = 139.85から少なくとも𝜆o = 141.0まで続く長時間にわたる活発な活動が起こっていると推定できることも興味深いです。2019年のペルセウス座流星群の活動の特徴を知るには更なる解析が必要です。

2019年のしぶんぎ座流星群の結果

しぶんぎ座流星群 (010 QUA) の2019年の活動は、極大美の1月4日の条件が整っていたため流星科学コミュニティで期待が高まっていました。その輻射点は北半球の広い範囲で周極しており、IMOに基づく予想ピークは2時UTでした。96P/マックホルツ第一彗星と小惑星2003 EH1による複雑な粒子の質量選別により、さらに複雑になっています。
さらに、主要ピークの前の小さなピークでも質量選別の効果は起こっており、いくつかのピークでは眼視でのピークの数時間前にピークが起こっています。

1月3日から6日のユマンでの流星の合計活動を以下に示します。

流星活動の増加は1月4日の0時から6時UTに検出され、4時UT付近では全体の活動はバックグラウンドの活動の2倍を超えます。
さらに、長時間続く流星エコー（高密度エコー）に限ればさらにピークははっきりします。次の図では10秒以上続くエコーに限って同じ期間の活動をプロットしました。

極大時の流星エコーの合計数は前のグラフよりは減りましたが、極大の活動はむしろはっきり分かるようになりました。ここでも4時UTの主要ピークはありますが、11時30分UTごろにも2番目のピークが見られます。さらに1月3日の12時30分から16時15分にも相対的に活動が高い時間があり、この時間の輻射点高度が低いにもかかわらずこの結果は、明らかな活発化が起こっています。

2018年のふたご座流星群の結果

ユマンの我々の観測所に観測を解析しました。2018年のふたご座流星群は12月14日の12時30分UTに極大となりました。以下のグラフに12月13日から16日の活動を示します。

2番目のグラフでは10秒以上続くエコーのみのプロットを示します。

この図から、極大が12月14日に訪れたとわかります。

2018年のオリオン座流星群の結果

オリオン座流星群は有名なハレー彗星と関連があります。ハレー彗星は5月に起こるみずがめ座エータ流星群の起源でもあります。オリオン座流星群の輻射点はオリオン座とふたご座の間、北半球の中緯度地域から見て夜明け前の南西の空に位置しています。しかし月齢が悪く、眼視の数はとても少なかったです。そのためBRAMSネットワークの観測は重要となりました。
いつものようにユマンでの結果を示します。ピーク活動は10月19日から22日に起こり、ほかの4日分のデータから散在流星を推定しています。

上のパネルにはバックグラウンドの活動を示す白い丸があり、それを正弦関数でフィットしたのが黒い線です。赤い線は高密度流星エコーに対応する、10秒以上エコーが続いた流星の数です。この合計の流星から黒のバックグラウンドを差し引いたのが青い曲線で、これが純粋なオリオン座流星群の活動に対応します。下側のパネルはユマンでの輻射点高度を示します。
10月21日と22日の午後は輻射点が地平線下20度まで沈んでいたので、この時間に活動が見られたことは予想外の結果で、この異常出現について調査中です。
国際流星機構による、数少ない眼視観測の集計結果は こちら。

2018年のりゅう座流星群の結果#

ユマンからのデータをこのキャンペーンで使いました。バックグラウンドの流星活動はりゅう座流星群やそのほかの流星群が起こっていない10月1日、2日、12日のデータから推定しました。
この群は20世紀に流星嵐を何度か起こしました。そのほとんどはこの群の母天体の21P/ジャコビニ・チンナー彗星の近日点接近の年前後に起こっています。そして2018年9月10日がその近日点通過だったので、活動が増加すると期待されました。
以下のプロットは10月7日から10日までの活動を示し、極大は10月8日から9日の夜と予想されていましたが実際に見えています。

下のグラフは10秒以上続く流星エコーだけのグラフで、高密度エコーに対応しているためピークがさらにはっきり見えます。

極大は極めて高い値とはならず流星嵐は起こりませんでしたが、この群で典型的な短時間のピークは2018年10月22日から23日UTの間で顕著です。
標準化された活動曲線には、観測可能関数の適用などのデータ補正が必要ですが、この予備的な結果でもIMOによる眼視観測結果とも一致します。

2018年のペルセウス座流星群の結果

いうものように、ユマンのデータが使われました。バックグラウンドは7月21日と22日、ペルセウス座流星群や他の流星群の活動がない時期のデータから推定しました。さらにペルセウス座流星群の前後のデータの平均をとるため、バックグラウンドに8月21日のデータも追加されました。

以下の結果は8月11日から14日のペルセウス座流星群の活動です。極大が8月12日と13日の夜と予想され、実際にその通り出現しました。通常、ピーク後は活動数が一気に0まで落ち込みますが、今年は13日や14日でさえかなりの量の出現がありました。

覚えておいてほしいのは、輻射点の高度が地平線近く低いと、流星エコーは地平線の下や近くにあるため検出できません。しかし逆に高度が高すぎても、電波観測では鏡面反射を使うので観測がしにくくなります。

8月11日から14日の結果は以下の通りで、下側の横軸が日付、上側の横軸が公転軌道上の地球の位置を表す太陽経度を表します。地球上の様々な位置の観測を比べるうえで太陽経度表示は有用です。

青い曲線でペルセウス座流星群の活動が見られますが、あまりはっきりとしていません。さらにはっきりとさせるため、10秒以上続く流星エコー（高密度エコー）のみでプロットしたものが以下になります。高密度エコーは散在流星より流星群の流星ではるかに多く発生します。

ピークは広範囲にわたり、8月12日から13日に観測されています。8月13日の極大中の午前6時ごろに急に減少したのは、輻射点高度が高くなったからです。
この修正は、活動可能性関数と呼ばれる補正ですぐに直されます。眼視観測同様、8月14日にも活発な活動を見せています。

2017年のふたご座流星群、2018年のしぶんぎ座流星群の活動プロット

この2つの流星群で、私たちの観測所のユマンのデータが解析されました。2017年のふたご座流星群のプロットは以下の通りです。

赤い曲線が、星屑デンパズーユーザーが見つけたすべての生のカウントで、12月13日と14日、ふたご座流星群の活動期間に対応しています。丸はバックグラウンド活動の生データで、ふたご座流星群やほかの群の活動がない12月2日と3日、18日の値です。黒の正弦曲線はこれらの丸のベストフィットです。赤い線から黒い線を差し引いた青い線がふたご座流星群の活動を示しています。下の緑の点は輻射点高度で、高かったり低すぎると電波観測に適しません。高度が0に近いと青いカーブも0になります。高度が高いと2時UTの青いカーブにあるような谷間が見えます。

曲線は時間の関数として示され、上の横軸の太陽経度は地球の軌道上で、太陽が南から北へ移動する黄道と天の赤道の交点から測定された、地球の軌道に沿った角距離です。

活動ピークは12月14日早朝、太陽経度262度付近で観測されました。これは眼視観測とも一致します。12月13日の太陽経度261度付近のピークは微妙で、確認には追加検証を要します。

続いて下のグラフは2018年のしぶんぎ座流星群のユマンでのデータで、活動曲線は2018年1月3日から5日、バックグラウンドは12月31日と1月6日です。

詳細は後日追記します。

2017年のペルセウス座流星群の活動プロット

2017年のペルセウス座流星群の活動をBRAMSのユマン受信局(BEHUMA）の8月11日から13日のデータで計算しました。
出現数は2つの流星の集団の合計で、1つは流星群でもう1つは散在流星です。後者をバックグラウンドと呼びます。両者を区別する最良の方法は個々の流星の軌道を調べて、放射方向の数度以内からくるものを流星群と見なすものです。これはバックグラウンドが混ざることは稀です。BRAMSではこの方法に取り組んでいますがまだ実用に至っていないためほかの方法を使う必要があります。流星群の期間外、散在流星しか出現しない時期の流星数を調べて平均化し、それを観測された全流星から差し引く方法です。

BEHUMAでは7月22日と23日をバックグラウンドに選びました、ペルセウス座流星群の活動は数週間続き、毎年8月12日から13日が極大なのにもかかわらず早期出現は7月25日から起こります。もちろんこの手法の問題は、7月の第3週ごろと8月の第2週頃でバックグラウンド活動に違いがある可能性があることです。この影響を減らす唯一の方法は流星群後のバックグラウンドと合わせることです。8月19日と20日を加え、18日は避けました。なぜなら18日ははくちょう座カッパ流星群という弱い流星群の極大日だからです。

BEHUMAでの7月22日と23日のデータから星屑デンパズーで見つかった散在流星の結果が以下の図です。

青と緑の曲線が7月22日と23日の活動に対応し、横軸が世界標準時です。バックグラウンド活動の特徴として地球の自転と軌道による影響で早朝に最大となり午後に最小となる従来通りの特徴が見えます。日によって多少のばらつきがあります。黒の線は2日の平均で、エラーバーは標準偏差です。2日の観測なのでエラーバーは単純に両者の差の半分ですが、データ日数が増えるとより正確になります。

バックグラウンドの1日での変化は地球の自転と公転によるものなので、周期は24時間で正弦関数で変化すると予想されます。もちろん活動自体が日々返あｋすることもありますが、7月の2日間のデータでは8月のバックグラウンドを正確に描写していないので、ざっくり正弦関数でフィットしました。フィットは振幅と移送で行い、周期は24時間で固定しています。

2つの近似法を試しました。赤い線は24点を単純にフィットしたもので、青い線は誤差で重みづけをした方法です。後者のほうが原理的には優れていそうですが、誤差を2つのデータからしか出していないので、偶然2つのデータが近い値だった時間に注意する必要があります。たとえば8時の点は22日と23日の値が同じだったため誤差は0となっており、20時でも似たような状態になっています。こうした点に重みをつけすぎないよう、この値には重みの中央値を当てはめました。流星群のデータが集まるにつれ、どちらの方法が良いかも明らかになるでしょう。

では8月11日から13日の活動曲線を見てみましょう。白い丸と黒い線がバックグラウンドに対応し、青い線が赤い線からバックグラウンドを差し引いたペルセウス座流星群起因の活動です。下の緑の点は輻射点高度で、高かったり低すぎると電波観測に適しません。高度が0に近いと青いカーブも0になります。高度が高いと6時UTの青いカーブにあるような谷間が見えます。

これではまだペルセウス座流星群の活動は顕著にグラフに見えません。理由は2つあり、1つ目は活動が中程度でバックグラウンドに対して多くない、2つ目は世界中の眼視観測でのピークは8月12日の18時UT頃で、輻射点高度が最小だったことです。
これはIMOのグラフからもわかります。

流星群の活動を見やすくする方法が2つあります。

1)高密度流星エコーと呼ばれる10秒以上続く流星エコーのみを見ることです。これは流星群の流星でよく起こり散在流星では稀なので、バックグラウンドの混入が最小限になります。こうした長時間持続するエコーには、おそらく皆さんがスペクトログラムで見つけたいであろうイプシロン型、C字型、コックスクリュー型をしています。長時間エコーのみのプロットが以下です。

この図ではバックグラウンド（黒い線）がペルセウス座流星群を示す青い線よりもはるかに小さいです。そして、8月12日と13日のピークがはっきり見え、11日の活動より活発と分かります。これらはそれぞれ極大活動の前と後部分に対応しています。残念ながら私たちのネットワークでは、輻射点が低くその間の極大は捉えられませんでした。しかし8月12日18時UTには流星がわずかに増加しており、より検証が必要です。

2. もう1つの強調の方法は、長方形の形で大まかに推定できる、流星エコーの記録時間で以下のようにプロットすることです。これで、長い高密度エコーの影響が支配的となります。

検出された流星エコーをすべて含めても2つのピークがはっきり見えます。また、8月12日18時UT付近の小さなピークもはっきり見え、この時間にペルセウス座流星群の活動が極大を迎えたためと考えられます。

次にすることは以下の通りです。

1. ほかの2つの観測所、オティニー(BEOTTI)とオーフェルペルト(BEOVER)の同じ期間のデータの解析。活動日は処理し終え、バックグラウンドの日もアップロードを始めました。

2. すべて終われば結果が比較できます。3つの受信局は送信局から異なる距離にあり、ペルセウス座流星群の放射方向と、送信機・受信機の軸の方向が異なるので、同じ流星を検出していない可能性が、少なくとも低密度エコーではあります。相対的な数は受信局間で多少異なっても、活動曲線は似たような振る舞いをするでしょう。

3. バックグラウンドをよくするため、ペルセウス座流星群後のバックグラウンドも併せて4日分で計算し、バックグラウンドの活動の違いも比べられます。

4. バックグラウンドを昨年と今年で比較し、年による違いがあるか調べます。

5. 流星の活動曲線は暫定的なものです。輻射点高度や送信機との位置などのすべての幾何学的条件を考慮した観測可能関数で補正することで、見かけの活動ではなく真の活動曲線が得られます。

6. 個々のユーザーによる個々の四角形が最終結果に与える影響も検証します。

今後も更新します。そして結果はセルビアのペトニアで開かれる国際流星学会2017、ラトビアのリガで開かれるヨーロッパ惑星科学会議2017で発表予定です。

背景活動の推定（2017年6月16日）

まず、2016年8月12日のプロジェクト開始以来、星屑デンパズーへの多くの参加に感謝いたします。すべての結果が既に使用されたか、これから使用されます。今後数日で、星屑デンパズーのデータを用いた活動の最新情報を更新予定ですが、今日更新するトピックはバックグラウンド活動の推定についてです。

まず、私たちは4つの流星群について解析しており、それぞれの群のデータは使っている受信局の数が違います。

2016年のペルセウス座流星群：8局
2016年のふたご座流星群：5局
2017年のしぶんぎ座流星群：2局
2017年のこと座流星群：1局

これらの流星群とそれぞれの観測局で、1時間あたりに検知された流星エコーの合計を計算します。この流星活動の中には流星群も含まれますが、そのほかにも、毎日出現し流星群期間以外のBRAMSネットワークで検出された流星エコーの大部分を占める散在流星も含まれています。流星群自体の活動を調べるには、このバックグラウンド活動をどうにかして差し引く必要があります。バックグラウンド活動は朝に最大になり夕方に最小になるという1日のパターンを示しますが、日によってこのパターンも異なります。できるだけ正確に推定し差し引くために、流星群の活動がない時期のデータ、流星群の数日前か数日後・可能であれば両方をアップロードしました。たとえば2016年のふたご座流星群では、流星群活動は12月13日と14日のデータで測定しましたが、バックグラウンドは12月の5日、10日、16日、17日から計測しました。

バックグラウンド活動を解析し、活動曲線（1時間当たりの流星の合計出現数）を作成するため、以下の手順を適用しました。

- 複数日のデータから、ある時間帯の1日あたりの平均値をとる
- その標準偏差から、個々の時間帯ごとに標準偏差を取り誤差とする

以下は、2016年のふたご座流星群前後のオーフェルペルト受信局でのデータです。

12月10日、16日、17日の個別の日がそれぞれ赤、青、緑に対応し、3日の平均値と誤差が黒で示されています。これらは個別の日ごとのデータの散らばりを示します。夜間。早朝に大きくなり夕方に小さくなるパターンがはっきり見えます。これは、地球が軌道上を秒速30kmで公転していることに起因し、進行方向に対し正面側である側にはその裏側よりも多くの流星物質が巻き込まれます。この正面は常に現地時間の6時に相当するため、散在流星はその地方で6時に最大となり18時に最小となるのです、

このよく知られた変動により、バックグラウンド活動の変動はおおよそサインカーブを描くはずです。よって、次のステップは上のグラフの黒の曲線を正弦関数でフィッティングすることです。結果は以下のようになりました。

フィッティングは誤差の重みを考慮しない赤のカーブと、重みづけをした青のカーブの2つを行いました。後者の注意は、ランダムの日ごとの計測数がたまたま近かったために誤差が小さすぎるデータを除いたことです。これはバックグラウンドで使った日数が2日か3日しかないために起こります。それぞれの日で3000以上の分類が必要なのでおいそれと日数を増やせません。現在、この手法を最もうまく行う方法をテストしています。

2016年のふたご座流星群の活動プロット

改めて、私たちの流星エコースペクトログラムの識別に多大な貢献をいただきありがとうございます。2016年のふたご座流星群での、オーフェルペルト(BEOVER)とオティニー(BEOTTI)局のデータの暫定結果が出ました。これらの局はわずかに異なる方角にありますが、送信局に対する方角は大きく違うため、共通する流星は多く観測されていないはずですが（今後より注意深く解析すればはっきりわかります）、それでも流星群活動について同様の傾向ガ得られました。以下のグラフの赤い線は両受信局での12月13日から15日の流星の活動曲線（1時間ごとの流星エコーの数）、黒の点は、流星群の前の12月10日と流星群の後の12月16日、17日のデータから推定された1時間ごとの散在流星によるバックグラウンド活動の数を示します。サインカーブがこの点にもっともよくフィットします（詳細は以前のペルセウス座流星群のトピックを参照）。青い線はふたご座流星群のみの活動を推定するため、全体の活動から散在流星を差し引いたものです。BEOTTIについては17時30分から20時00分UTのデータが誤って星屑デンパズーにアップロードがされなかったため現在は欠落していますが、現在解析され後日更新予定です。

予想通り、輻射点の高度が（下の緑のグラフ）地平線に近いかそれより下にある時は流星群の活動もゼロになります。また、両方の活動曲線で極大が真夜中の少し前に観測され、これは眼視観測と一致します。そのあとの2番目のピークもそれほど顕著ではありませんが両方の観測所で見られます。

以前ペルセウス座流星群でも行ったように、最低でも10秒以上続いた流星エコーのみを選んで数えるとこのピークはさらに顕著になります。以下では長方形のサイズをもとに選びました。

10秒以上続く反射のほとんどは流星群なので、すべてのエコーをプロットするよりも散在流星の混入がはるかに少なく2つのピークがよりはっきりわかります。両方の局で2つのピークが同時に現れ、これは送信局と両方の方角が似ているので予想通りです。しかしピーク強度はそれぞれの受信局の感度の違い（ローカルノイズやケーブルの長さ、アンテナの較正具合など）に依存し、送信局と受信局との距離にも依ります。これを考慮し今後数週間で観測可能性関数に着手します。この関数はこれらなどのいくつかのパラメータによって、流星エコーの生のカウント数をそれぞれの観測局間で比較しやすい値に変換します。それでも、この主な結果は励みになるもので、皆さんのご尽力に感謝します。

近いうちに、ふたご座流星群の追加の、地理的に近い観測局(BEHUMA,BETINT,BENEUF)の結果を投稿します。そのあとすぐに、星屑デンパズーの成功を受けて、1月3日ごろにピークを迎えた2017年のしぶんぎ座流星群のデータをアップします。

2016年のペルセウス座流星群の活動プロット

これはユマンにある私たちの観測局のデータで得られた結果です。8月10日から14日に得られた1時間ごとのデータ（つまり、5分ごとのファイル12個分の合計）をプロットしています。

赤い曲線は星屑デンパズーのユーザーが数えたすべての流星エコーの活動で、この中にはペルセウス座流星群に属する流星もあれば、散在流星と呼ばれる様々な起源で常に降り注いでいるバックグラウンドの流星も含まれます。

黒い点はそのバックグラウンドの1時間ごとの数で、流星群の後でペルセウス座流星群の活動もほかの流星群の活動も含まない8月17日と19日のデータを使いました。黒曲線は、これらの点を周期24時間の正弦関数でフィットしたものです。散在流星の活動は地球の自転により24時間周期で変動することが知られており、地球の公転の進行方向を向く午前6時ごろに最大となり午後6時ごろに最小となります。

青いカーブは合計の活動（赤）からバックグラウンド（黒）を差し引いたもので、ペルセウス座流星群のみの活動をしめします。差し引いた結果マイナスになった時間は0としました。その下の緑の点はペルセウス座流星群の輻射点、すべてのペルセウス座流星群の流星がここから飛来するように見える空の一点の高度を示します。そもそもこの点がペルセウス座にあるため、この群はペルセウス座流星群と呼ばれています。もちろん地球の自転によりこの点は空を動き、その高度変化が緑の点のグラフです。輻射点高度が低いとBRAMSネットワークで検出できるペルセウス座流星群の活動は無くなります。一方で電波の反射の条件の関係で、空の非常に高い高度に輻射点があっても観測に不都合で、高度が最大になると青い曲線にへこみができているのが分かります。

流星群のピークは8月12日深夜UTに起こり、これらの結果からも明らかです。現在進めている次のステップは、観測可能性関数と呼ばれるものを使って青いカーブのペルセウス座流星群の活動を補正することです。この関数は幾何学的条件（送信局と受信局の位置関係、輻射点高度）やそれに対応する感度を考慮し、上にプロットした生のカウントを補正して流星の実際の数を求めます。たとえば、特定の時間と対応する輻射点高度では、ユマンの受信局と送信局からなるシステムでは流星の検出が難しくなります。こうした、検出可能な数と実際に検出した数とのつながりが、観測可能性関数なのです。

ペルセウス座流星群は、長時間続く高密度流星エコーを使えば、散在流星と簡単に見分けられます。以下のグラフでは、10秒以上続いた流星エコーだけを同様にプロットしました。

最初のグラフより合計数はもちろん減りましたが、ペルセウス座流星群に対する散在流星の混入は非常に少なくなりました。そのため、8月12日深夜の主ピークと8月13日の2番目のピークはよりはっきりと見つかります。この、長い高密度流星エコーで見たときにペルセウス座流星群がよりはっきりわかることは、流星群の質量指数に関係します。質量指数は流星体の粒子について、粒子の質量の存在分布を示します。質量指数が大きいほど小さな粒子が多く、質量指数が小さいほど大きな粒子が多くなります。

最初の成果 2016年のしぶんぎ座流星群

星屑デンパズーのベータテスト期間の間、みなさんにはしぶんぎ座流星群の活動期間である2016年1月1日から7日の、BRAMSのイクル受信局で観測されたデータを見分けてもらいました。この群は枯渇した彗星である2003 EH1が母天体とされています。この群の極大は1月4日に起こりました。ビデオ観測では実際は2回のピークがあったとされていましたが、皆さんの貢献でBRAMSの電波観測からもそれが確認できました！

見てわかるように、しぶんぎ座流星群のピークは非常に鋭いです。1月4日の前後の日の流星のほとんどは散在流星（ある特定の彗星や小惑星起源ではないダストによる流星）です。それでも午前中には「昼行性効果」により多くの流星が見られます。なぜなら地球上の朝の領域はは地球の公転の進行方向を向いており、太陽に対して静止している流星体でも地球の大気圏に捕まりやすくなります。夕方の領域は地球の進行方向の裏側にあるので、地球の大気圏に突入できる流星体は地球の公転速度より速く飛んでいるものに限られ、流星は少なくなります。