Transcript 接食とベイリービーズ ー 金環食の観測結果

北軽井沢駿台天文講座
接食とベイリービーズ
－ 金環食の観測成果 －
相馬
充（国立天文台）
北軽井沢駿台天文台（北軽井沢「一心荘」）
2012年8月3－6日
日本の月周回衛星「かぐや」
レーザ高度計LALTのデータから精密な
月の地形図を作成
→ 月縁図が作成される
従来の月縁図 Watts (1963)：
1927～1956年に撮った写真から作成．
しかし，誤差が大きかった．
さらに，カッシーニ領域と呼ばれる月縁
図が作成できない場所が極域にあっ
た．
Clementine (1994):
測定精度 40m
測定点は経度で約3°(90km) ごと
極域のデータなし
かぐや (2009):
測定精度 4m
測定点は極域で 200m 四方に1個
赤道部でも平均 2km 四方に1個
限界線の予報による違い（明石付近）
（背景の地図は国土地理院電子国土Webシステム提供）
NASAの線は谷八木小学校，月縁考慮の線はJR明石駅北の明石公園のお堀を通過
差の原因(1)
ΔT (一様な時刻TTと地球自転によるUTとの差)
国立天文台 ΔT = 67s
NASA
ΔT = 67.7s
正確な値は ΔT = 66.75s
この効果は大きなものではない
日本とアメリカで中心線の東西の位置が反対
↓
差の原因は ΔT の差だけでない
差の原因(2)：月の重心から中心への位置の補正
国立天文台はΔλ= +0.5”,Δβ= -0.25”
NASAは補正なし
差は約1km
差の原因(3)：月の半径 (k×地球の赤道半径)
国立天文台：k = 0.2725076
NASAは月縁の谷の平均：k = 0.272281
差は1.4km
月
縁
は
図
の
縮
尺
に
対
し
て
約
50
倍
に
拡
大
し
て
い
る
月
縁
は
図
の
縮
尺
に
対
し
て
約
50
倍
に
拡
大
し
て
い
る
月
縁
の
拡
大
に
合
わ
せ
て
描
い
た
の
で
太
陽
縁
の
曲
が
る
向
き
が
逆
転
し
て
い
る
金環日食限界線 → 太陽の大きさを決める
日月食計算に現在使われている太陽の半径
696,000 km は
1891年に A. Auwers（ドイツ）が発表した
視半径 15’59.63” at 1 AUが元
(Astronomische Nachrichten, 128, p.367)
太陽半径の測定値(Emilio他の2012年の論文より）
限界線が観測から決まると太陽半径が求められる
NASA も LRO (Lunar Reconnaissance
Orbiter) を2009年6月18日に打ち上げ，
LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) を
使って月面地形を高密度に測定した．
金環日食限界線共同観測プロジェクト
2011年5月 第1回金環日食シンポジウム(東京)で
井上毅さん(明石市立天文科学館)：明石市での限界線観測
2011年9月 井上さんと私とで限界線観測の意義の話し合い
早水勉さん(せんだい宇宙館)：ベイリービーズ観測の提案
2011年12月 プロジェクトが3つのチームで行うことを決定
チームR：日食めがねによる眼視観測から限界線決定
チームB：ベイリービーズ観測から精密な太陽半径の決定
チームM：全国の日食の進行が分かる教育的動画の収集
チームB
17地点で合計120を超える
ベイリービーズの明滅時刻
ビデオ記録の質の良い3地点のビデオの
合計41個のベイリービーズの明滅の時刻から
太陽半径 696,019km ± 10km
(ビーズの明滅から定まる暫定結果)
次の2つの図はO-Cの小さい小和田氏の結果の一部と
O-Cの大きい宮下氏の結果の一部，
O-Cが異なっていても，おのおのO-Cはほぼ一定
今後，太陽周縁光度曲線も求めて最終結果を出す
代表者
数 半径補正
km
比嘉義裕
7
小和田稔 17
高村裕三朗 17
山村秀人 12
赤津芳春 12
外村 一
5
岸本 浩
9
松井 聡
5
大西浩次† 1
代表者
数 半径補正
km
+ 17±35
+ 11±12
+ 28±16
+ 12±19
− 10±20
− 15±22
− 30±15
− 13±34
− 20
km
宮下和久
渡辺裕之*
洞口俊博*
谷川智康
佐藤 信
渡辺文雄‡
渡部勇人*
冨岡啓行
5
1
6
6
1
3
2
5
km
−767±26
−193
−477±78
−116±49
− 58
−221±63
− 48±70
+131±33
*輝度低 †雲多し ‡ドリフトあり
宮下和久氏のビデオ：backgroundが0，ゲインが低いのだろうとのコメントあり