東京大学木曽観測所 「トモエゴゼン」がみた太陽系小天体

2022 年 10 月 10 日 第63回 日本流星研究会「宇宙県流星会議」の講演資料です.

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1. 2022 年 10 月 10 日 第63回 日本流星研究会「宇宙県流星会議」 東京大学木曽観測所 「トモエゴゼン」がみた太陽系小天体 大澤亮 National Astronomical Observatory of Japan, JASMINE Project
2. 本日の内容 自己紹介 東京大学木曽観測所と CMOS モザイクカメラ「トモエゴゼン」 トモエゴゼンによる太陽系小天体観測 地球接近小惑星の観測 (Beniyama et al. 2022 など) 微光流星同時観測 (Ohsawa et al. 2020 など) おわりに
3. 自己紹介 名前: 大澤 亮 所属: 東京大学天文学教育研究センター 国立天文台 JASMINE プロジェクト 専門: 観測天文学 (可視光･赤外線) 晩期型星や流星･小惑星の観測的研究 観測装置 (カメラ･ソフトウエア) の開発
4. 自己紹介 2009-2015 中間赤外線をもちいた晩期型星の観測的研究 中間赤外線観測装置の開発 2016-2018 CMOS モザイクカメラ「トモエゴゼン プロトタイプモデル」の開発 プロトタイプモデルによる微光流星の観測 (Ohsawa et al., 2019) 地球接近小惑星 2019FA の発見 (Kojima et al., 2019) 2018-2022 CMOS モザイクカメラ「トモエゴゼン」の開発 京都大学 MU レーダとの微光流星同時観測 (Ohsawa et al., 2020) 微小地球接近小惑星のサイズ-自転周期関係の研究 (Beniyama et al., 2022)
5. 東京大学木曽観測所と CMOS モザイクカメラ「トモエゴゼン」
6. 東京大学木曽観測所 東京大学理学系研究科附属天文学教育研究センター 所在地: 長野県木曽郡 (E 137° 37′42″.2, N 35° 47′ 38″.7) 主力観測装置: 105 cm シュミット望遠鏡
7. 東京大学木曽観測所 木曽町･王滝村･上松町にまたがって位置する． 本館･望遠鏡ドーム･夜天光観測室からなる． 長野県 木曽町 玉滝村 観測所本館 30cm 望遠鏡 夜天光観測室 望遠鏡ドーム 上松町
8. 105 cm シュミット望遠鏡 特徴: 視野が広く最大で直径 9° の領域を一度に観測できる． 焦点距離が短く長野県の空の暗さを活かした観測ができる．
9. 木曽観測所のあゆみ ) 科 究 研 系 入 学 測 修 測 導 理 観 完成 改 映 観 学 鏡 ル 大 初 大 ム 遠 イ 系 」放 る 現 京 始 レ ドー 催 御 ン よ 催 現 出 東 m望 開 ト 制 c オ ト に 開 m 開 星 ⇉ 0 ト 出 鏡 用 現 8 リ ー ラ 彗 台 校 /3 ス 大 化 遠 運 帰 震 査 出 2. 教室 オ メ プ 文 学 ダ 群 人 望 回 地 調 星 室 現 曽 スタ ゼン 鏡 の 星 星 法 ト 星 A) カ 京天 公開 測 公開 部 定 彗 出 ボッ 公開 銀河 開 木 測 遠 星 彗 流 学 ッ ゴ 彗 西 ･ 選 ト 観 星 公 C (東 フ cm 望 回 マ「 観 座 大 FC ミ エ ー D (R 式 県 ル CCD 地 式 ス 光 NIC 彗 回 CD C プ ラ し 一 立 ュ モ 動 組 レ 工 野 ー 補 所 エ 天 武 一 W 0 K K C O 3 コ ド し 第 国 シ ト K 自 改 C ハ 竣 長 ヘ 候 開 ウ 夜 百 第 1 K 2 70 972 974 976 984 986 987 988 991 993 996 996 997 997 998 001 002 002 002 004 012 013 014 014 019 9 2 2 2 2 2 2 2 2 2 2 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 写真乾板 1KCCD 木曽CCD 70 19 80 19 90 19 2KCCD トモエゴゼン KWFC KONIC モザイクCCD 00 20 10 20 1974 1998 2001 2014 木曽観測所開所&特別公開 第1回銀河学校の集合写真 全天カメラが捉えた しし座流星群 アンドロメダ銀河(KWFC) 1970 建設予定地の調査 1972 1976 2019 1986 ハレー彗星(写真乾板) 建設中のドームと御嶽山 ウエスト彗星(写真乾板) トモエゴゼン トモエゴゼンによる全天サーベイ
10. 写真乾板での観測 シュミット望遠鏡の広い視野を活かした観測． 半導体イメージセンサの台頭と乾板の供給停止で役目を終える． 広視野 (36 平方度) での観測 百武彗星 (写真乾板), ばら星雲 (写真乾板), 写真乾板ホルダ, 東京大学木曽観測所
11. 広視野 CMOS モザイクカメラ 常温で低ノイズの CMOS イメージセンサを採用したトモエゴゼンカメラ． 真空デュワーが不要なため構造の大幅な簡略化と軽量化を実現． トモエゴゼンカメラ - 東京大学木曽観測所
12. トモエゴゼンカメラの概要 2K×1K CMOS image sensor by Canon 84 CMOS sensors covering ~20□° ~ 9degree Q2 Q1 moon Q3 Q4 Sako et al. 2018, SPIE, 107020J
13. トモエゴゼンカメラの概要 装置性能のまとめ Observatory Kiso Observatory Telescope 1.0-m f/3.1 Schmidt telescope Sensor format 2160×1200pixchip-1 Field of view 39′.7×22′.4 × 84chips Pixel scale 19μm, 1″.189pix-1 Wavelength 350−700nm (peak at 500nm) Filters optical broadband (clear filter) Frame rate 2fps (max, continuous, full frame) Read noise ~ 1.9e- at 2fps Dark current ~ 0.1e- sec-1 pix-1 at 277K Well depth ~ 6,400e - 5σ lim. mag. ~ 18.5mag. in 0.5sec exposure Sako et al. 2018, SPIE, 107020J
14. トモエゴゼンカメラの開発 M31 スライドコンテンツ 2015.07 Prototype with 8 sensors The world largest video camera(84 CMOS sensors+ 1.0 m telescope) 2017.09 1 module with 4 sensors 2018.02 1 module with 21 sensors 2018.11 2 modules with 42 sensors 2019.04 4 modules with 84 sensors
15. video from www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/NEWS/pr20190930/pr20190930.html
16. トモエゴゼンカメラによって観測された 2020-12-05 の夜空 (Tomo-e Gozen Sky Atlas)
17. トモエゴゼンの目指すサイエンス 特徴･長所 2 fps での広視野高時間分解能観測 = 突発現象/高速移動天体 大学所有の望遠鏡 = 柔軟な観測スケジュール対応 サイエンス 超新星の発見 (SN2019cxx, SN 2020hvf, etc.) wis-tns.weizmann.ac.il/object/2019cxx 地球接近天体の発見 (合計 42 天体), 光度曲線の観測 Kojima+ MPEC 2019-F19; Beniyama et al. (2022), etc... 重力波可視光対応天体のフォローアップ観測 (合計 5 イベント) S190408an (GCN 24064), S190412m (GCN 24113, 24350), etc... 太陽系外縁天体 (50000) Quaoar の掩蔽観測 Arimatsu+, 2019, AJ, 158, 236 京都大学 MU レーダ & トモエゴゼンによる微光流星同時観測 Ohsawa+, 2020, P&SS, 194, 105011 動画観測による秒スケール変動現象のサーベイ Richmond+, 2020, PASJ, 72, 3; Aizawa+, 2022, PASJ, psac056 ニュートリノアラート IceCube-170922A 追観測 Morokuma+, 2021, PASJ, 73, 25-43
18. 地球接近小惑星の観測
19. 地球接近小惑星 (Near Earth Asteroids) 小惑星の軌道情報: Minor Planet Center
20. 地球接近小惑星の種類 画像: NASA/JPL, Center for Near-Earth Object Studies より
21. 地球接近小惑星の寿命 ＊ 太陽系の内側は惑星からの影響を受けやすい 軌道共鳴: 長い時間をかけて惑星の重力に揺さぶられる効果 (軌道が細長くなる) 重力散乱: 惑星の重力で投げ飛ばされる効果 (軌道の大きさが変化する) ＊ 地球接近小惑星の寿命は短い 地球接近小惑星は何年間生き残れるかを計算機の中で実験 (Gladman et al. 2000) 軌道が既知の 117 個の小惑星の運命を 6,000 万年後まで計算して調べた ほとんどの小惑星は 1,000 万年程度で消失 or 弾き飛ばされてしまった 太陽系の年齢 (46 億年) に比べて地球接近小惑星の寿命は遥かに短い Gladman et al. (2000) および Morbidelli et al. (2002) の結果を参照
22. 衝突の可能性が高い惑星は金星と地球 ⇨ 木星に弾き飛ばされて太陽系の外へ ⇨ 小惑星の大半は太陽に突入して消失 ⇨ 6,000万年生き残ったは 16% のみ ⇨ Gladman et al. (2000) および Morbidelli et al. (2002) の結果を参照
25. ⇨ 細長い軌道 丸い軌道 ⇦ 太陽に近づく⇦ ⇨ 太陽系の外側へ
26. 太陽からの距離と小惑星の材質 日心距離 (au) 0 00 1 0− 10 km 0 10 − 50 級 no obj. 級 no obj. km 0 −5 0 2 km 20 5− 1 級 2 3 4 5 重量による割合を 円グラフで表現 炭素質 有機物系 no obj. 石質 km 級 no data no data 金属質 その他 ハンガリア群 メインベルト内側 メインベルト中央 メインベルト外側 キュベレー族 ヒルダ群 木星トロヤ群 DeMeo and Carry (2014), Nature, 505, 629-634, Figure 4 を元に作成
27. リュウグウはどこからきたのか リュウグウサンプルは CI コンドライト (始原的炭素質隕石) と酷似 結晶内部に液体の水 (炭酸水) を含有 ⇨ リュウグウ母天体は太陽から遠く離れた -200 ℃以下の領域で形成された Fig 3 in Yokoyama et al. (2022) ©東北大学, NASA/JSC, SPring-8 Yokoyama et al. 2022, Science, abn7850; Nakamura et al. 2022, Science, abn8671
28. DART (Double Asteroid Redurect Test) プロジェクト プラネタリーディフェンスのための衝突実験 Didymos の衛星 Dimorphos に探査機を衝突させて周期の変化を測る 2022 年 9 月 26 日に衝突実験に成功 NASA/Johns Hopkins APL ATLAS Project/Univ. Hawaii DART’s Final Images Prior to Impact (www.nasa.gov)t; ATLAS Project (atlas.fallingstar.com)
29. 小惑星のサイズ頻度分布 10 m 級望遠鏡の観測でメインベルトでも微小な小惑星が観測されつつある． 現状では H>20 (~300 m) の既知の小惑星はほとんどが地球接近小惑星． Maeda et al. 2022, AJ, 162, 280; Minor Planet Center MPCOBE
30. サイズ-自転周期関係とスピンバリア 微小小惑星 := 直径が 10−150 m 程度の小惑星 (beyond the spin barrier)． スピンバリア(P~2h) 遠心力>自己重力 YORP効果による自転加速 構造の非対称性によるトルク Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org)
31. ラブルパイル構造 直径 ~200 m 以上の小惑星: 岩塊が重力的に束縛されたラブルパイル構造を持つ． Fujiwara et al. 2006, Science, 312, 1330; Sugita et al. 2019, Science, 364, 252
32. 微小小惑星とリュウグウの比較 はやぶさ２拡張ミッションターゲット: 1998 KY26: D ~30 m 1998 KY26 JAXA Hayabusa2 Project, 2020-09-15, Asteroid explorer, Hayabusa2, reporter briefing,
33. ボルダー = 小惑星の構成要素 はやぶさ２が捉えた (162173) Ryugu 表面の boulders の分布とサイズ頻度分布． 10−100 m ほどの大きさの岩塊の集合体である． N(>D) ∝ D -2.65 Michikami et al. 2019, Icarus, 331, 179
34. 微小小惑星の限界自転速度 一枚岩小惑星 = 岩塊そのものの破壊強度がわかる？ Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Jenniskens et al. 2009, Nature, 458, 485
35. 微小小惑星の自転速度の測定 微小小惑星の臨界自転速度 ⇨ 一枚岩 (?) 小惑星の破壊強度． 高速自転 (P < 10 min) する微小小惑星の自転周期分布を知りたい． 観測可能な微小小惑星をほぼ無バイアスに観測ターゲットに設定． 2 fps でおよそ 20 分間観測して光度を測定して周波数解析 ⇨ 自転周期測定． 高速自転を捉えるには十分な長さ 日々の観測に割り込んでも問題ない長さ 合計 60 天体のライトカーブ観測を実施: ・ トモエゴゼンが発見した天体 (23) ・ 他のプロジェクトで発見された天体 (37) ⇨ 32 天体について自転周期を導出することができた． Beniyama et al., 2022, PASJ, 74, 877
36. 微小小惑星の自転速度の測定 取得したライトカーブのサンプル (2020 TD8, H=26.9, discovered by PS2)． 周期 30 秒程度で自転していると推定． 紅山仁 2021, 修士論文
37. トモエゴゼンによる微小小惑星の自転速度 既存の観測では見過ごされていた高速自転小惑星を補足 Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Beniyama et al. 2022, PASJ, 74, 877
38. トモエゴゼンによる微小小惑星の自転速度 既存の観測では見過ごされていた高速自転小惑星を補足 典型的な YORP 加速を考えると P < 10 sec にも天体が分布するはず yr M 0 10 r y M 10 yr M 1 Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Beniyama et al. 2022, PASJ, 74, 877
39. 岩塊の破壊強度との比較 引張強度 1 MPa 以下に相当 & 単純な強度速では flat-top は再現できない yr M 0 10 r y M 10 yr M 1 Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Beniyama et al. 2022, PASJ, 74, 877
40. マイクロメテオロイドとの衝突 角運動量の輸送 or 表面状態の変化による YORP reset ⇨ flat-top は再現できない Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Beniyama et al. 2022, PASJ, 74, 877
41. タンジェンシャル YORP 効果 (TYORP) 天体の自転状態に作用する効果: Normal YORP + Tangential YORP Normal YORP Force 天体の表面に対して垂直に働く力 (反射･熱放射) の総和で生じるトルク 幾何学形状に強く依存する (自転周期には依存しない) 自転加速･減速のどちらにも作用する Tangential YORP 天体の表面の構造物の表と裏の温度差によって生じる接線方向のトルク 加熱･冷却のタイムスケールと自転周期の関係で効率が決まる 基本的に小惑星の自転を加速させる方向に作用する Torque 11 の地球接近小惑星で自転速度変化を検出 そのすべてで自転が加速している Golubov and Krugly, 2012, ApJL, 752, 11; Durech et al. 2022, A&A, 657, 5; Tien et al. 2022, arXiv:2209.13333
42. NYORP + TYORP モデル flat-top な分布を再現できる (ただし仮定するパラメタに依存) (参考) リュウグウサンプル 密度: 1800 kg/m³ 比熱: 865 J/kg/K 熱伝導率: 0.50 W/m/K × 1/30 密度: 1500 kg/m³ 比熱: 680 J/kg/K 熱伝導率: 0.0015 W/m/K NY O NY O RP の み RP +T YO で RP 加 速 で 加 速 Asteroid LIghtcurve Photometry Database (alcdef.org); Holsapple 2007, Icarus, 187, 500; Beniyama et al. 2022, PASJ, 74, 877
43. トモエゴゼンによる地球接近小惑星の観測 地球接近小惑星: 軌道進化によってたまたま地球軌道付近を通過する小惑星のグループ． 軌道滞在時間が短く， 1000 万年程度のスケールで小惑星帯から供給されている． サイズの小さい小惑星を研究するためのよいサンプルである． 微小小惑星のサイズ-自転周期関係の研究: 直径 ~100 m 以下の小惑星 ⇨ 単一の岩塊である可能性． 動画観測によって < 100 m 以下の小惑星 32 天体の自転周期を導出． 自転周期 ~10 s 付近に不自然な flat-top 構造を発見． 小惑星の自転加速を抑制するメカニズムの存在を示唆． Beniyama et al., 2022, PASJ, 74, 877
44. 微光流星の観測
45. 地球近傍に存在する太陽系小天体 地球接近小惑星のサイズ頻度分布 月のクレータ統計からの推定値 小惑星の観測からの推定値 人工衛星による火球の観測による推定値 より小さいサイズではどうなっているのか？ 地球をとりまく天体とはどのようなものなのか？ Ivanov et al., 2002 Asteroids III, p.89
46. 宇宙から地球へと突入する天体の量 Interplanetary dust grains Mass influx (109g yr-1) 6 Huge Impactors radar meteors 5 4 3 satellite detectors 2 visual meteors 1 0 10-15 10-10 10-5 100 105 1010 1015 Mass of particle (g) Plane, 2012 Cosmic dust in the earth's atmosphere
47. 宇宙から地球へと突入する天体の量 Plane, 2012 Cosmic dust in the earth's atmosphere
48. 流星の軌道と起源 流星の発光高度 (粒子の強度) と軌道･明るさには関係がある 明るい流星 (大きい粒子) は小惑星 & 暗い流星 (小さい粒子) は彗星由来という傾向がある 軟らかい 硬い 軟らか 小惑星 木星族彗星 長周期彗星 硬い Campbell-Borwn, 2019 P&SS, 169, 1
49. Cumulative Number Counts: N(<Mpg) 散在流星の光度関数 速度補正済み log10N(<M) = Mlog10r + log10N0 1000 weighted no correction 100 10 r = 3.4 log10N0 = -5.1 -3.0 -2..0 -1.0 0.0 +1.0 +2..0 +3.0 +4..0 Photographic Magnitude Luminosity function with SuperSchmidt camera, adapted from Hawkins & Upton (1958)
50. 暗い散在流星の光度関数 2 .33 1 - )= h > N( 1000 10 1000 ~12 mag. 100 kh ~7 mag. Cumulative Frequency N(>h) 10000 100 10 Pulse Height: h (chart units) Luminosity function with a 10-m reflector and a Phototube, adapted from Cook, et al. (1980)
51. 微光流星観測の課題 大口径レーダと光学観測では対象とする質量範囲に差がある 微光流星 (> 10 等級) の観測的研究は主に大出力のレーダ観測に依存 過去のレーダ･光学同時流星観測 Nishimura et al. (2001) Michell (2010) Campbell-Brown et al. (2012) Michell et al. (2015) Brown et al. (2017) MU radar & optical camera PFISR & optical camera EISCAT & two optical cameras SAAMR & optical camera MAARSY & two optical cameras 35 meteors / 2 nights 7 meteors / 1 night 4 meteors / 11 hours 6 meteors / 1 night 105 meteors / 242 hours レーダ観測と光学観測では違う物理量を測定している 2 つの測定を繋げるためには 10 等級クラスの微光流星を光学観測する必要がある
52. トモエゴゼンによる流星観測 試験観測中に偶然撮影された流星の例 2 fps の限られた視野での動画撮影 ⇨ 流星は線分として撮影される 典型的な発光高度 ~ 80−120 km ⇨ シュミット望遠鏡では defocus された像になる 点源の検出限界 ~ 18 等級 ⇨ 流星 (線分) の検出限界 ~10−12 mag.
53. トモエゴゼン試験機による流星観測 検出器 8 枚を搭載したプロトタイプモデルを使用． 2016 年 4 月 11, 14 日に微光流星のキャンペーン観測を実施． 人工衛星の影響を回避するため地球の影を 2 fps でモニタリング． 2016-04-11 S -05:00 Earth'ssh fthe ado o e z i w Declination (dd:mm) 視野内を 10°s-1 で移動したと仮定して明るさを推定 (Iye et al., 2004). -10:00 -15:00 -20:00 -25:00 13:00 15:00 17:00 15:20 15:40 14:00 13:20 13:40 12:00 Right Ascension (hh:mm) Ohsawa et al., 2019 P&SS, 165, 281
54. 流星の検出数の推移 3 分間ごとに集計した流星検出数の推移 (合計 1514 件) Event Rates (8 chips,180s) on 2016-04-11 Number of Events 25 zero mag. 30 0 20 15 10 5 26 24 22 12:00 13:00 14:00 15:00 16:00 17:00 Observation Time (UT) 18:00 19:00 Ohsawa et al., 2019, P&SS, 165, 281
55. 流星の絶対等級の分布 ~50mg ~0.3mg 2016-04-11 250 限界 検出 200 150 Number of Meteros 100 50 0 2016-04-14 250 200 150 100 50 0 2 4 6 8 Magnitude (at 100km, V-band) 10 12 Ohsawa et al., 2019, P&SS, 165, 281
56. MU レーダーとの微光流星同時観測 開発中のトモエゴゼン (21 CMOS sensors) を使用． 京都大学生存圏研究所 MU レーダーとの同時観測． 2018 年 4 月 18-22 日にキャンペーン観測を実施． Kyoto University RISH Middle and Upper Atmosphere Radar km .1 3 7 ~1 Univ. Tokyo Kiso Observatory 103m Theoretical Gain Pattern Monostatic coherent pulse Dopper radar VHF (46.5MHz), 1MW peak power, 475 crossed Yagi antennas Pulse length: 1−500 μs, Antenna aperture: 8330m2 >180,000 meteoroids were detected during 2009−2016 Kyoto Univ. RISH MU radar Map data ©2017 ZENRIN 20 km Ohsawa et al., 2020 P&SS, 194, 105011
57. キャンペーン観測計画の概要 M et eo r Head Plasma The telescope was pointed toward the sky 木曽シュミット望遠鏡を above the radar and monitored at 2 fps MUMU レーダー上空に向けて to detect faint meteors. 2 fps のモニタリング観測を実施 MU レーダー上空 100 に Meteors are detected by km transmitting 発生する流星がターゲット pulse waves 100 km above the MU radar. The MU radar RISH, Kyoto University 105cm Schmidt Telescope Kiso Observatory, The University of Tokyo Shigaraki-cho Koka, Shiga Kiso, Kiso-gun, Nagano Straight-line Distance ~173 km Ohsawa et al., 2020, P&SS, 194, 105011
58. Slide Title W SW 木曽観測所から見た MU レーダーの方角 Image by Stellarium
59. レーダ･光学同時観測のねらい P = -3.6M +113.4 V-band 等級 (photometric mass) RCS (ionization mass) RCS (ionization mass) レーダ観測の測定量 (RCS) と可視光の測定量 (明るさ) の関係式を得る． 過去にレーダで観測した流星のアーカイブから地球への流入量を計算する． G-band 等級 (photometric mass) Nishimura et al., 2001 IEICETC, E84-C, 1877; Brown et al., 2017 P&SS, 142, 25
60. MU レーダー & トモエゴゼン連携観測 (2018) の概要 日程 レーダー施設 光学カメラ フレームレート 視野の広さ 検出限界予想 2018 年 4 月 18-22 日 (合計 36 時間) 京都大学生存圏研究所 MU レーダー (46.5 MHz) 1.05-m 木曽シュミット望遠鏡 + トモエゴゼン (Q1) 2.0 fps 直径 ~6° (レーダー), 20× 39.7′×22.4′ (光学) ~10.5 等 (V-band 絶対等級) Day 1 2018-04-18 20:00 ― 2018-04-19 05:00 ときどき曇り Day 2 2018-04-19 20:00 ― 2018-04-20 05:00 晴天 Day 3 2018-04-20 20:00 ― 2018-04-21 05:00 晴天 Day 4 2018-04-21 20:00 ― 2018-04-22 05:00 晴天
61. データ解析チーム ad e h r eo t Me レーダチームと光学チームに分かれてデータを解析． それぞれで検出した流星を時刻と流れた向きで照合． レーダ･光学で同時検出された流星を抽出． 京大 MU レーダー S. Abe (Nihon Univ.) J. Kero, D. Kastinen (IRF) 測定項目: 検出時刻 3 次元位置情報 3 次元速度情報 レーダ反射断面積 (RCS) 東京大学トモエゴゼン R. Ohsawa (UTokyo), A. Hirota, K. Morita (Nihon Univ.) 測定項目: 検出時刻 天球面上での座標 天球面上での線分の方向 可視光での明るさ
62. 同時流星候補の抽出 検出された時刻情報から絞り込む MU レーダーの発見時刻 0.5s ±1 フレームの余裕をもって選択 954 流星候補† 人力で検査 偽の シグ ナル Elevation (deg) トモエゴゼンの動画フレーム 894 確認がとれた流星数 る とめ ま を る 流星 出に限 の 同一 での検 刻 同時 を排除 星 群流 人力で検査 228 同時刻に 同時観測された流星数 † この段階では流星以外のシグナルも含まれる (デブリや低軌道人工衛星) Azimuth (deg)
63. 同時観測された流星の光度 MU レーダーとトモエゴゼンで同時観測された流星の等級 Number レーダ観測 (移動速度) のおかげで正確な明るさが得られている ⇨ 8.5 等付近までは漏れがなさそう Absolute Magnitude in the V-band Meteor absolute magnitude: the magnitude of the meteor at the distance of 100km
64. レーダ･光学観測での測定量の関係 , 103 events (2009−2010) , 228 events (2018) レーダ観測 (プラズマの大きさ) と 可視光の明るさ (発光効率) をつなぐ 関係式を導出した MV = (-0.169±0.09)ARCS + (4.43±0.13)
65. MU レーダー流星ヘッドエコーデータベース 2009−2015 年にかけて MU レーダが観測した流星の公開アーカイブ． およそ 150,000 件の散在流星が記録されている． ⇨ 今回得られた関係式をもちいることで可視光の明るさを推定 Geocentric Velocity (km/s) Kero et al., 2012 MNRAS, 425, 135
66. MU レーダーによる散在流星の光度分布 レーダ反射断面積から等級に変換，散在流星の平均的な光度分布を導出． Population Index MU レーダーの検出限界 本研究の結果: r = 3.52±0.12 幅広い等級範囲で 一定の法則に従うことを 明らかにした Hawkins & Upton (1958) 3.4±0.2 Hawkins (1959) ~2.5 Clifton (1973) ~3.4 Hawkes & Jones (1975) ~2.5 Cook et al. (1980) 3.41 Rendtel (2004) 2.95±0.06 Ohsawa et al. (2019) 3.1±0.4 Kero et al., 2011 MNRAS, 416, 2550; Kero et al., 2012 MNRAS 425, 135
67. (?) 年/日スケールでの Population Index の変化 年スケールでの変化 (先行研究と不整合) 日スケールでの変化 (先行研究と整合的) Rendtel, 2004 IMC, 22, 114 Hughes & Stephenson, 1972 MNRAS, 155, 403; Stohl, 1976 CoSka, 7, 7
68. 流星ダスト質量の推定 流星の発光プロセスを記述した方程式 10-6 and 10-3 kg のダストによる流星の光度変化 さまざまな質量･突入速度･入射角に対して明るさを計算して経験的な関係式を構築 ⇨ Ceplecha et al.(1998), SSRev, 84, 327 ; Hill et al. (2005), A&A, 445, 615
69. 散在流星のダスト質量関数 (分布) 質量範囲: 10μg−1g 分布の傾き: s = 2.49 流入量: ~1.6×103 kgday-1 1.0×103 kg day-1 (Ceplecha, 1992) 1×105 kg day-1 (Love & Brownlee, 1993) Mass Index Ceplecha (1992), Proc. DPS, 24, 11.10; Love & Brownlee (1993), Science, 262, 550
70. トモエゴゼンによる微光流星の観測 微光流星のレーダ/可視光同時観測キャンペーン: MU レーダーと ICCD による同時観測 (2009-2010) を実施． MU レーダーとトモエゴゼンによる同時観測 (2018) を実施． 約 330 件の流星をレーダと光学で同時観測することに成功した． レーダ観測と光学観測の世界をつなぐ重要な関係式を得た． MU レーダーによる流星アーカイブの活用: MU レーダーで観測した 150,000 件の流星の明るさをすべて推定． MU レーダーでは 0.01 mg から 1 g 程度のダストによる流星を検出可能． 1 日あたり 1.6 トンほどのダストが流星として降り注いでいる． Ohsawa et al., 2020 P&SS, 194, 105011
71. トモエゴゼンのこれから 特徴･長所 2 fps での広視野高時間分解能観測 = 突発現象/高速移動天体 大学所有の望遠鏡 = 柔軟な観測スケジュール対応 小惑星をターゲットとしたサイエンス よりサイズの小さい地球接近小惑星の発見 (~ 1 m) ⇨ 火球観測とのシナジー 微小小惑星の自転状態の統計 (自転周期･軸の向き･タンブラー) 掩蔽や連星相互イベントの観測 流星をターゲットとしたサイエンス MU レーダーとのコラボレーションの群流星への拡張･輝線フィルタによる観測 日常的なサーベイ観測からの流星の抽出 ⇨ レアなイベントの検出 対物プリズムを用いた流星観測 (?) 研究のアイディアがありましたらぜひご連絡ください！
72. 東京大学木曽観測所と CMOS モザイクカメラ「トモエゴゼン」 トモエゴゼンによる太陽系小天体観測 地球接近小惑星の観測 (Beniyama et al. 2022 など) 動画観測による微小小惑星の自転周期の統計的な調査 シンプルな自転周期進化モデルでは説明できない限界周期を発見 ⇨ ラブルパイル小惑星の構成体であるボルダーの性質に迫る 微光流星同時観測 (Ohsawa et al. 2020 など) 光学観測によって大口径レーダ観測に匹敵する感度で微光流星を検出 レーダ観測と光学観測の世界をつなぐ関係式を導出 ⇨ 幅広い質量 (サイズ) レンジでの惑星間空間ダストの包括的な理解へ
74. IAU Commission F1, 2017, ©IMO 2017
75. r-指数･s-指数の比較
76. 流星体 (ダスト) 質量の推定 From optical brightness (photometric mass) I: optical intensity; τ: luminous efficiency From radar observations (ionization mass) q: electron line density; β: ionization coefficient; μ: typical atmoic mass From accelerations (dynamical mass) Γ: drag coefficient; A: shape parameter; ρ: mass density of meteoroid/atmosphere
77. Observations of Meteors Ionosphere Optical observations Tail Ech o direct and passive measurement optical brightness ∝ kinetic energy ∝ mass trajectory from multi-site observations Radar echo observations direct and active measurement volume of ionized region ∝ energy ∝ mass trajectory from a single-site observation (head echo) Infraso und Head Echo al c i t Op Infrasound obsrevations indirect and passive measurement only available for large bolides Ionosphere disturbance observations indirect and passive measurement only available for large bolides Jenniskens (2006), Cambrige Univ. Press; Mathews et al. (1997), Icarus, 126, 157 Brown et al. (2007), JASTP, 69, 600; Yang et al. (2014), Radio Sci., 49, 341
78. Sky distribution of NEAs 2021-03-11 の地球接近小惑星の分布 (黄道面に集中)． Minor Planet Center NEA (2021-03-06)
79. Sky distribution of NEAs 距離 0.25 au 以下に接近する地球接近小惑星の分布． Minor Planet Center NEA (2021-03-06)
80. Small Asteroids and Planetary Defense 絶対等級に対応する小惑星の直径 (ρV =0.14) 10m 100m 1km 10km 1010 小惑星のサイズ個数分布予測 9 10 観測された小惑星のサイズ個数分布 小惑星の累積個数分布 8 10 超低周波で検出した火球の個数分布 7 10 地上で観測した火球の個数分布 6 10 (1994−2013) 105 (Brown et al. 2002) 4 10 人工衛星が観測した火球の個数 発見した地球接近小惑星の統 計 103 102 101 100 27 22 17 小惑星の絶対等級 12 Translated from Figure in Harris 2019, PDC presentation