−　流星群 解説　−

みずがめ座 η 流星群　(031 eta Aquariids, ETA)

by 内山茂男　（日本流星研究会）

活動期間	4月19日〜5月28日
極大太陽黄経	45.5度
極大日時	5月6日頃
極大ZHR	50
対地速度V∞	66 km/s
2024年月齢	27
2025年月齢	8

みずがめ η 群 輻射点高度

×：札幌, ○：東京, △：宮崎

それぞれの太陽高度−14度まで

高速で経路長が長い流星は印象的です。痕を残すものも多く、私の好きな流星群の1つです。極大はあまりシャープではなく、 通常3日間くらいほぼ同様の出現を見せています。この群は輻射点が十分高くなる前に天文薄明が始まってしまい、明け方の1〜2時間しか観測できません。 天文薄明は太陽高度が−18°のときですが、経験上−14°あたりから急速の空が明るくなり始めますので、それまでは観測可能だと思います。

母天体は有名な1P/ハレー彗星です。ハレー彗星が外側から太陽に近づいてくる昇交点側ではオリオン群を形成し、 ハレー彗星が太陽から遠ざかる降交点側でみずがめ η 群を形成しています。ハレー彗星の軌道と地球軌道の間の距離は、 オリオン群のときには0.15AUでみずがめ η 群のときには0.07AUと、みずがめ η 群の方がハレー彗星の軌道に近いため、 みずがめ η 群の方がZHRも多くなっています。ただし、みずがめ η 群の方は輻射点が高くなる前に薄明が始まってしまうので、 実際に光学観測される HR で比較すると、みずがめ η 群の方が若干少なめで、空のきれいなところで HR10前後でしょうか。電波観測では日の出後も観測できるので、 ZHR の多いみずがめ群の方が多くの出現が捉えられるでしょう。

極大は5月6日頃です。日本では、ゴールデンウィークが終わると、この群の観測量がぐっと少なくなってしまいます。 ピークはゴールデンウィークが終わる頃なのですから、後半分の活動状況がほとんど観測されていないことになりますし、 すぐに出現数がガクッと減るわけでもありません。ぜひ、極大後も観測をお願いします。

☆ 眼視観測上の注意：　輻射点位置の確認

通常の眼視観測では、輻射点周囲の星の配列から輻射点の位置を確認します。しかし、みずがめη群ではこれが困難です。 それは、
　a) 輻射点が大変低いときに観測を開始しなければならない、
　b) 地平線付近が木や建物などによって見えないこともある、
　c) この時期は透明度があまり良くないため低空の星が十分見えないことも多い、
　d) 輻射点付近に特に明るい星がない、
などのためです。 したがって、輻射点より上空にある星から、輻射点の位置を確認しなければなりません。 極大の頃であれば、はくちょうの翼の星を伸ばしたラインと、 へびつかい座 α 星（ラス・アルハゲ、2等星）と わし座のアルタイルを伸ばしたラインの交点付近に輻射点があります。 私は、輻射点が低い観測開始の頃には、このようにして輻射点位置を確認しています。 （ペガスス座がある程度見えるようになると、直接輻射点位置を確認できるようになります。）
なお、極大付近以外では輻射点位置が移動しますので、あらためて見えている星から見つけるラインを確認する必要があるでしょう。 また、群判定に際しては、輻射点位置だけではなく流星の性状も判断材料にしたいものです。 観測を始めてしばらくすると、典型的な群流星を何個か見られるので、自然と性状がわかるようになります。 しかし、観測開始直後は群流星も少ないので性状が十分把握できていないでしょう。 この頃に輻射点方向から流れてくる流星を見て、性状が違うのに群流星とカウントしてしまったことが私もありました。 一般に、輻射点が低いときには流星の経路長が長くなりますから、群流星であれば、速くて経路が長いものです。

☆ 緯度と輻射点高度

みずがめ座η群は、「南半球では輻射点が高く上り、ペルセウス座流星群に次ぐレベルの出現を見せる」と言われています。 こういう話を聞くと輻射点が南半球にあるように感じますが、実際にはほぼ天の赤道上にあります。 しかし、太陽の赤緯が高い時期なので南半球では明るくなるのが遅くなり、その分輻射点が高く上るのです。 さて、薄明開始時の輻射点高度が観測地の緯度によってどのように変わるのかを計算した結果が右のグラフです。 これを見ると、南半球といっても南緯13度くらいが最も高くなることがわかります。したがって、オーストラリアでしたら南部より北部の方で観測条件が良く、 ニュージーランドとサイパンで似たような条件です。
北半球では北に行くほど輻射点が低くなります。沖縄（北緯26度）では30度まで、北緯35度（千葉〜島根）では22度まで上昇しますが、 北海道北部（北緯45度）では10度までしか上がりません。また北緯52度以北では、薄明開始時でも輻射点は地平線下です。 ロンドンがほぼ北緯52度ですから、イギリス、オランダやドイツなどでは薄明中にわずかに捉えられる可能性があるだけで、 実質的に光学観測ができない流星群なのです。この点でも、日本の観測は重要です。

☆ 最近の観測結果より

1986〜2001年のみずがめ座 η 流星群の出現状況の解析（Dubietis, 2003）によると、オリオン座流星群と同様に12年周期の増減が見られ、 次は2008年頃が活発であろうということです。ただし、年による出現数の変化は、きれいな増減を示しているのではありません。 この1986〜2001年の中では12年前の1995年がZHR86.7で最も出現数が多く、翌1996年のデータはなく、 1997年にはZHR50.5とこの群としては少な目の値が算出されています。この群は流星観測者の多い北半球で観測条件があまり良くありませんので、 質・量ともに十分とはいえないデータから求めた結果だと思います。今後の観測も重要です。
なお、みずがめ η 群もオリオン群も、その軌道は母天体の軌道から離れていますので、 母天体回帰に伴ってフレッシュなダストと遭遇することは期待できませんし、ダストの濃い部分は地球軌道と交差していないのだろうと思われます。 12年周期での出現数の増減があるとしたら、それは木星をはじめとする惑星による摂動の結果、ダストのやや多い部分が地球軌道付近に寄ってくるためでしょう。

参考文献
Dubietis A. (2003): “Long-term activity of meteor showers from Comet 1P/Halley”. WGN 31:2,

※ このページの輻射点マップ および 表のデータは、 IMO(国際流星機構)の2018 Meteor Shower Calendarをもとに作成しています。

※ 流星群名のカッコ内の“031”という数値は、 IAU METEOR DATA CENTERの流星群番号です。