1. No category

HSC戦略枠プログラムで検出された 太陽系小天体について
吉田二美、寺居剛(国立天文台), Ying-­‐Tung Chen (台湾中央研究院天文及天文物理研究所), HSC太陽系天体WG
結論：14A/Bのデータを精査したところ、太陽系
小天体を検出しても科学的に意味のある精度
で軌道がわからないことがわかった。 この発表では、まずその原因を述べ、 次に、戦略枠ではなく、共同利用時間で取得し
たデータを使って、ある条件に沿って取られた
データではどれだけイケてるデータになるか お見せする。
HSC戦略枠プログラムで行う太陽系科学①
太陽系小天体の特徴
• 
• 
• 
• 
• 
太陽系小天体は惑星に取り込まれなかった微惑星の生き残り 多くがこれまで熱変成を免れてきた 太陽系初期物質の情報を現在まで保持している天体群 それらの軌道は惑星の摂動を直接受ける 太陽系初期の大動乱期（大惑星の動径方向の移動）の様相を軌
道分布に残している可能性が極めて高い 今ホットな研究課題
•  現在太陽系各所に
存在する太陽系小
天体グループの特
徴を反映するサイ
ズ分布やカラー分
布を調べてグルー
プ間の関連付けを
行い、惑星の大動
乱期の様相の手が
かりを得る Niceモデル
Grand tack モデル
S-­‐type C-­‐type 氷微惑星
HSC戦略枠プログラムで行う太陽系科学②
HSCサーベイではメインベルトより遠い（>3.2AU）天体に注目
•  Hilda群 •  木星トロヤ群
•  太陽系外縁天体(TNOs) Sca1ered TNOs Resonant TNOs　散乱天体 海王星との共鳴 近い天体も重要
•  メインベルト彗星 地球の海のD/H比は古典的な彗星を
主要供給源とすると低すぎるため、メ
インベルト彗星が、地球の水の供給
源かもしれないという仮説あり。 小惑星帯の中にどれだけ隠れ彗星が
いるかを知ることは、地球の水の起源
を知る上でも重要。 •  <100mサイズ近地球小惑星 すばるでしか発見できない 地球衝突の可能性 Detached TNOs Classical 軌道超半径が大きい
TNOs Classical TNOs カイパーベルトにいる TNOの複雑な軌道分布 メインベルト彗星：
軌道がメインベルト
内にあって彗星活
動が観測された天
体 移動天体検出のために　その① 移動天体の速度を考慮して-­‐ 検出とfollow-­‐up -­‐
天体グループ 太陽からの
距離（AU）
秒角/分 HSCの視野を通り
抜ける時間（day）
火星交差軌道 小惑星
1.5
0.90 4.15 メインベルト 小惑星（内側）
2
0.72 5.20 0.49 7.60 4
0.41 9.14 5.2
0.33 11.39 メインベルト 小惑星（外側）
ヒルダ群 木星トロヤ群
3.2
TNO天体 （海王星軌道）
30
0.07 54.03 TNO天体 （冥王星軌道）
40
0.05 70.55 Classical belt
の外側の端
50
0.04 86.91 90分角
ここが 一番重要
•  同じ視野を一晩に2、3visits。 •  Visit間の時間間隔は20分以上、１
時間以内。 •  軌道決定のためには別の日に
follow-­‐up 観測が必要。地球に近
い天体は数日以内に、遠方の天
体は数ヶ月以内にfollow-­‐up。
1088
1088
T. Nakamura and F. Yoshida
T. Nakamura and F. Yoshida
移動天体検出のために　その② [Vol. 54,
therefore,
(l,b) in the unit
If, therefore, we measure (l,b) inIf,the
unit of Vwe
0 /ameasure
0 (= 1.991×
−7 −1
s TA=are
59.#measured
14 d−1 ) and
by r,
a0 a and TA a
10−7 s−1 = 59.# 14 d−1 ) and r, a10and
(1
AU),
the
above
two
equations
on (l, b) a
(1 AU), the above two equations on (l, b) are expressed as
√
√
T. Nakamura and F. Yoshida
= TA54,
· (11)
l + cos E
(1 + ε) cos I / p = TA · l + cos (1
E + ε) cos I / p[Vol.
正確な移動速度測定のために -­‐ 衝付近の観測 -­‐
1088
Nakamura & Yoshida 2002
If,
the unit of V0 /a0 (= 1.991×
andtherefore, we measure (l,b) inand
√
aresinmeasured
by ·ab,
10−7 s−1 = 59.# 14 d√−1 ) and r, a and(1TA
0
+ ε)
I / p = TA
(1 + ε) sin I / p = TA · b,
(12)
(1 AU), the above two equations on (l, b) are expressed as
∼
√ ω with f + ω ∼where
where ε ≡ e cos
0. ε ≡ e cos ω with f + ω = 0.
(1 + ε) cos I / p = TA · l + cos=E If the eccentricity and (11)
for each observe
If the eccentricity and ω for each observed asteroid areωgiven,
equations
(11) and
(12)
canprinbe solved to ob
andequations (11) and (12) can be solved
to obtain
a and
I in
ciple.
However,
the
eccentricity
√
ciple.
eccentricity
can never been known(12)
from can neve
(1 + ε)However,
sin I / p the
= TA
· b,
short-arc observations themselves.
It is als
short-arc observations themselves. It is also noted from equations
(11)
and
(12)
that
no
knowledge
of $
∼
where
≡ e cos
withthat
f +noωknowledge
= 0.
tionsε (11)
andω(12)
of $ affects estimates of ◦
a and
I most
seriously when ω ∼ 0 or 180◦
◦
◦
If
the eccentricity
and ωwhen
for each
are given,
a and
I most seriously
ω ∼observed
0 or 180asteroid
. One practical
way
∼
to tackle the
problem is[Vol.
to assume
1088
T. Nakamuraequations
and
F. Yoshida
54, that e =
∼
(11)
(12) can
solvedthat
to obtain
a(eccentricities
and I in prin-for
0
to tackle
the and
problem
is tobeassume
e
=
the majority of MBAs are less than ∼ 0.2–0
ciple.
However,
eccentricity
can ∼
never
been known fromfor
the If,
majority
ofthe
MBAs
are less
than
such
a0.2–0.3);
compromise
from an expecta
(= 1.991×
therefore,
we measure
(l,b)
in the
unit of Vjustification
0 /a0comes
short-arc
observations
themselves.
It
is
also
notedthat
from
such
expectation
theequar by
aver−7a compromise
−1
over
asteroids
with
s−1 = 59.# 14 dcomes
) andfrom
r, aged
aanand
TA many
are measured
a various ε’
10
衝から角度Eだけ離れたところにあ
tions
(11)
andmany
(12) that
no knowledge
of $ affects
estimates
ofthe0
aged
over
asteroids
with
various
ε’s
will
look
like
case
of
e
∼
0.
(1 AU), the above two equations
are expressed as
◦ on (l, b)
a and
I of
most
180◦manipulation
. One practicalofway
case
e ∼seriously
0. √ when ω ∼ 0 orSome
る小惑星の黄径・黄緯方向の速度
equations (11) an
∼
(eccentricities
for(11)
to tackle
theε)
problem
is =
toof
assume
thatE(11)
e = 0and
(1 +
cos I / p
TA
· l + sumption
cos
Some
manipulation
equations
(12)
the
asthat
e∼
results
in
= 0with
∼
thesumption
majority that
ofnear
MBAs
are
less in
than ∼ 0.2–0.3); justification for
Fig. 9. Orbital geometry of asteroid
observations
the
ecliptic.
e
0
results
=
2
2
and
a(a 2 + 1 −that
2a cos
Fig. 9. Orbital geometry of asteroid observations near the ecliptic.
such a compromise
comes from
an
expectation
the E)(l
r aver-+ b )
2
2
2
!
√
a(a
+
1
−
2a
cos
E)(l
+
b
)
aged over
with
will
2 + the
(1 + many
ε) sin Iasteroids
/ !
p = TA
· b, various +ε’s2al
(12)
1−
2a cos E + a c
coslook
E alike
2 + 1 − 2a cos E + a cos2 E − 1 = 0. (13)
of e +∼2al
0. cos
a
E
First, by taking the SA-line case
as where
x-axis,
the
nodal
longitude
∼
ε ≡ e cos ω with
f + ω =This
0.
be solved
iteratively,
starting f
Some manipulation
of equations
(11)could
and (12)
with the
asFirst, by taking the SA-line as
the nodal
longitude
(Ω)x-axis,
of asteroids
detected
in this observational
field of view
can
If
the
eccentricity
and
ω
for
each
observed
asteroid
are
given,
This
could
be
solved
iteratively,
starting
from
such
an
initial
guess
of
a
that
equation
(14)
gives,
since E
∼
◦
◦
∼
sumption
e = 0 results
(Ω) of asteroids detected in this observational
field
view
180can(see
figure that
9). Second,
from in
the
be limited to Ω
= 0of or
◦ since
◦ obtain
equations
(11)
and (12) can
be
solved
to
a and
Iless
in pringuess
of
a
that
equation
(14)
gives,
E
would
be
than
10
–20
in
practical
applications.
◦ of asteroid
◦
Fig.
9.
Orbital
geometry
observations
near
the
ecliptic.
∼
figure 9).
the be
be limited to Ω = 0 or 180 (see
condition
thatSecond,
asteroidfrom
A should
ecliptic
plane
2 the
2 (that2
◦in
a(a
+ ◦However,
1−
2a cos
E)(l
+b )
ciple.
eccentricity
can never
from
When
E →been
0, theknown
equation
tends to a qu
applications.
◦ the
∼
have the
relation
+ ω–20
= 0◦ in
or practical
180!
, depending
condition that asteroid A shouldis,beβ in
thewe
ecliptic
plane
(that f 10
= 0),
2
short-arc
observations
themselves.
It
is
also
noted
from
equaWhen
E
→
0,
the
equation
tends
to
a
quadratic
equation,
2
2 − 12 = 0. (13)
◦
a + 1 − 2a cos Ea(a
+ a−cos
+ 2alnode
cos Eor descending
the180
asteroid
is at the ascending
is, β ∼
ω = 0◦ or
, depending
1)(lE
+ b ) + 2al + 1 = 0.
= 0), we have the relation fon+whether
tions (11)
and
thatarguno knowledge of $ affects estimates of
2 (12)
2 the
First,
by taking
the SA-line
as node,
x-axis,
thenode
nodal
where
f and
ω represent This
the true
anomaly
and
on
whether
the asteroid
is at the
ascending
orlongitude
descending
a(a
−
1)(l
+
b
)
+
2al
+
1
=
0.
◦
◦
could
be
solved
iteratively,
starting
from
such
an initial
上の方程式はE<10-­‐20度でしか成り立た
equation
(14)(14)
and combining
a and
I most
seriously
when ω ∼ 0Byorsolving
180 . One
practical
way
(Ω)node,
of asteroids
in this observational
field of
view
ment
of anomaly
perihelion.
Then,
knowledge
of the
two-body
problem
where fdetected
and
ω represent
the
true
and
thecan
argu∼
guess
of
a
that
equation
(14)
gives,
since
E
would
be
less
thanand
◦
◦
(12),
we
have
the
following
final
0
(eccentricities
for expressio
to
tackle
the
problem
is
to
assume
that
e
∼
=
By
solving
equation
(14)
and
combining
equations
(11)
˙
or
180
(see
figure
9).
Second,
from
the
bement
limited
to
Ω
0
=
˙ = ±r f cos I and
teaches
y˙ and z˙problem
can be
expressed
ない。軌道離心率eは数日の短い観測
◦
◦ as y
of perihelion. Then, knowledge
of us
thethat
two-body
10
–20
in
practical
applications.
the
semi-major
axis
and
inclination
(for E
the
majority
of
MBAs
are
less
than
∼
0.2–0.3);
justification
for
◦
(12),
have for
the ffollowing
condition
asteroid
should
be
ecliptic
plane
z˙ =in±rthe
f˙ sinI
plus
signwe
applies
+ ω = 0 ;final expressions (15) and (16) for
teaches that
us that
y˙ and A
z˙ can
be expressed
as y˙, respectively
=◦±r
f˙ cos(that
I (the
and
◦ left-side
When
E
→
0,
the
equation
tends
to
a
quadratic
equation,
in
(15)
and
(16)
the
terms
are
exp
◦
ではよく決まらないので、e~0そして、E~0
∼
such
a
compromise
comes
from
an
expectation
that
the
r
aver◦
semi-major
axis andonly
inclination (for E ∼ 0 ). Note that
◦
is,z˙β==±r0),
the relation
f plus
+the
ω sign
= 0 applies
orsign
180 for
, depending
minus
ff +
ω ==0180
we discuss
f˙ we
sinIhave
, respectively
(the
for
+ω
; ).theHereafter,
to
indicate
that
they
are
values
obtained
fr
2
2
◦
aged
over
many
asteroids
with
various
ε’s
will
look
like
the
in
(15)
and
(16)
the
left-side
terms
are
expressed
with
primes,
◦ case of
onthe
whether
asteroid
the180
ascending
node
the
f +or
ωdescending
=
0 for√
simplicity.
a(a − 1)(l + b ) + 2al + 1 = 0.
(14)
とすると軌道長半径と軌道傾斜角が黄
minusthe
sign
for f is
+ at
ω=
). Hereafter,
we
discuss
only
formulation:
case
of
e
∼
0.
to
indicate
that
they
are
values
obtained
from
an
approximate
node,
where
the true
anomaly and
Considering
thatthe
V0 argu= GM/a0 , r = p/(1 + e cos f ), and
" (11) and !
the case
offf and
+ ωω=represent
0◦ for√simplicity.
√
By
solving
equation
and
combining
径・黄緯方向の速度だけで求まる。
Some
ofecequations
and 2(12)
with
the±as-(2l − m2 )2 −
# (11) equations
2
formulation:
r f˙ of
=, rthe
GM/p
·+(1e +
e cos
fand
),
where
p
= a(1manipulation
−
e2 ), e is(14)
the
mentConsidering
of perihelion.that
Then,
knowledge
two-body
problem
=
1/(2m
)
·
− 2l
a
V
=
GM/a
=
p/(1
cos
f
),
0
0
∼
" 0constant,
#m (16)
(12),
we gravitational
havethat
the efollowing
final
for
!expressions (15) and
√
sumption
results
in
˙
=
centricity,
M
the
solar
mass,
and
G
the
˙
˙
˙
teaches
us
that
y
and
z
can
be
expressed
as
y
=
±r
f
cos
I
and
2
#
2
2
2 )2 − 4m
◦ 2
r f˙ = Fig.GM/p
· (1geometry
+ e cos of
f ),asteroid
whereobservations
p = a(1 −near
e ),
eecliptic.
is the◦ ec- the semi-major
=
1/(2m
)
·
m
−
2l
±
(2l
−
m
a
(15)
9.
Orbital
the
).
Note
that
axis
and
inclination
(for
E
∼
0
equations
(6) for
andf(7)
can
as 2 + 1 − 2a cos E)(l 2 + b2and
z˙ =centricity,
±r f˙ sinI ,Mrespectively
(the plus
sign
applies
+ω
= 0be; rewrittena(a
)are expressed with primes,
the solar mass,
and
G the
gravitational
constant,
in
(15)
and
(16)
the
left-side
terms
◦
√
!
theequations
minus sign
+ can
ω = be
180rewritten
). Hereafter,
discuss
only
|b|
#
(6)for
andf(7)
as we (1
− cos
EE area 2values
+ e cos
f ) · cos
/ p/a
to Iand
indicate
they
an2approximate
tanEIfrom
+ (9)
1 −obtained
2a cos
+=a cos
E −# 1 = 0., (13)
+0that
2al
cos
= (V0 /a0 ) ·
the case of f + ω = 0◦ for√simplicity. l √
l
+
1/(a
− 1)
|b|
formulation:
TA/a
First, by taking
SA-line
the
nodal
0
#
p/a
cos
E f longitude
(1V+0the
e=cos
f ) · cos0as
I r/x-axis,
0−
Considering
that
GM/a
,
=
p/(1
+
e
cos
),
and
,
(16)
=
tan
I
"
#
This
could
be
solved
iteratively,
starting
from
such
an initial
! where m2 = l 2 + b2 . This
l√= (Vasteroids
#
0 /a0 ) · detected in this observational2field of view (9)
solution corresp
l2 + 1/(a
#
2 − 1)
2 )2 − 4m2
andp0= a(1 − e ), e is the ec-can aguess
r f˙ (Ω)
= of
GM/p
· (1 +
e
cos
f
),
where
TA/a
=
1/(2m
)
·
m
−
2l
±
(2l
−
m
(15)
of
a
that
equation
(14)
gives,
since
E
would
be
less
than
◦
◦
∼
√
or 180
figure
9). Second,
from the
be limited
to Ωsolar
located at opposition (point B) in figure 9,
= 0mass,
2
2
◦ p/a◦2
centricity,
M the
and (see
G the
gravitational
constant,
(1
+
e
cos
f
)
·
sin
I
/
where
m
=
l
+
b
.
This
solution
corresponds
to
the
asteroid
10
–20
in
practical
applications.
0
and
condition
asteroid
should be
plane (thatand
bas
=in(Vthe
.
(10) that given in Bowell et al. (1990).
0 /aecliptic
0) ·
equations
(6) that
and (7)
can beArewritten
√
WhenatEopposition
→ 0, the equation
to a 9,
quadratic
equation, to
located
(point B)tends
in figure
and is equivalent
◦
◦
衝
小惑星
地球
0° 15° 30° 45° 60° 軌道長半径
•  円軌道を仮定すると、移動速度から軌道要素の
概算が可能
•  ただし、衝から離れると推定精度は大きく悪化
•  離心率まで求めるには数日にわたる位置測定
が必要
Downloaded from http://pasj.oxfordjournals.org/ by guest on March 18, 2015
移動速度
衝（太陽、地球、小惑星が一直線に並ぶ位置、黄道面、小惑星が
満月状態なので特に明るい）から観測視野が離れている場合、軌
道長半径がどれほどよく決まるかについてのシミュレーション。
24
HSCサーベイエリアと黄道面・衝の関係 Wide-field imaging with Hyper Suprime-Cam
12/22
11/25
10/26
9/23
1/19
2/17
3/21
8/21 7/21 6/22 5/24 4/23
HSC-D
黄道面
R.A.
HSC-W
HSC-D/UD
DEC
Galactic Extinction E(B-V)
Figure 11: The location of the HSC-Wide, Deep (D) and Ultradeep (UD) fields on the sky in equatorial coordinates.
A variety of external data sets and the Galactic dust extinction are also shown. The shaded region is the region
accessible from the CMB polarization experiment, ACTPol, in Chile.
9-­‐10月
3-­‐4月
at z < 2; (2) to study the halo mass dependence of star formation and stellar mass assembly up to z < 7
from clustering and WL analyses; (3) to understand the physical processes of cosmic reionization from
measurements of the IGM neutral fraction and its spatial inhomogeneity up to z = 7.3; (4) to study the
14A,Bの戦略枠のデータ
•  14A (6 days) 03/24, 03/27, 03/28, 03/31, 04/02, 06/28 •  14B (15 days) 09/17, 09/19, 09/21, 09/24, 09/27, 09/30, 11/14, 11/17, 11/20, 11/22, 11/24, 11/27, 01/15, 01/20, 01/26 14Bはたくさんデータがある割にはほとんど
poin[ngが重なっている領域がなく、使えない。。。
衝
移動天体検出の方法
•  2回以上同一視野を撮像した画像を収集 •  一次処理済みの画像から、SExtractorで1.3 σ 以上の
光源を検出し、天体カタログを作成
•  カタログから動かない天体を消去（誤差）→移動天体
のみのカタログができる（太陽系小天体以外のゴミも入っているが。。） •  ２枚の画像を使って移動天体のペアをつくり、移動速
度を測定して、その移動天体の３枚目の画像の予想
位置を計算し、３枚目の画像のカタログにその天体が
あれば、太陽系天体候補とする。 •  太陽系天体候補の写っている場所の小さい画像を切
り出して、並べて目で確認
時間
1. 2枚の画像でペアを見つける
2. 移動天体の速度を計算 3. 3枚目、4枚目の画像での移動天体の位置を予測
4. 予想位置に天体があったら、各画像からその天体周辺の画像を
切り出し、目で天体像と動きを見て、本物かどうか確認
14A COSMOSの一部の
解析結果 by Chen
移動天体 80個くらい検出
•  使ったデータ –  衝から37°離れている and Khushalani 2000 –  iバンド４枚 軌道はBernstein (BK2000) codeで１日arcに基づいて計算。
TNO候補① a=40.600+/-­‐28.469 AU inclina[on = 28° i-­‐band mag ∼ 22.9
TNO候補② a=48.47 +/-­‐24.39 AU inclina[on = 62.23° i-­‐band mag ∼ 24.4 たぶんメインベルト天体
14BのSSP WIDE: XMM, GAMAの解析結果 by Chen
•  調べたデータ　–  WIDE: XMMとGAMAのg,rバンド –  1晩に2枚以上同じ視野を撮ったも
のがなく、別の日に同じ視野を
撮ったものもない。 –  Ditheringで、2枚の画像の重なる
領域を使って検出。 緑色の領域で太陽系天体
検出
1晩で4枚重なっているところを利用し
て、1.5平方度に38個の移動天体検
出（上の図の黒丸） しかし軌道長半径（a）の誤差は50%く
らい
3.418584 0.44827 50.573197 # a e i 5.507217 0.290912 58.391212 8.921235 0.119802 109.279051 8.867428 0.121705 108.691504 6.852975 0.18233 83.367397 3.245507 0.189917 14.787662 2.737127 0.161936 13.476779 5.244349 0.537386 37.540044 3.092803 0.694626 60.037728 2.900231 0.141426 15.855663 3.027469 0.220019 50.468668 2.622795 0.396464 20.192079 3.256446 0.561099 54.726763 5.861659 0.253155 40.919109 7.108634 0.175036 74.751945 4.980199 0.464816 30.684656 3.08705 0.226445 13.623346 3.827929 0.358806 60.821108 3.083265 0.244141 15.213922 3.104999 0.836806 76.78104 3.119025 0.080696 28.857814 6.374024 0.218577 59.58775 2.633482 0.159769 12.184923 2.632579 0.397295 13.938649 2.967608 0.127163 17.405447 3.394618 0.519795 53.976878 3.37364 0.236402 22.263504 6.574039 0.194056 72.785823 2.733068 0.36739 15.575462 3.077188 0.238016 14.153224 8.454035 0.131214 122.458115 4.020649 0.536395 72.30238 3.297995 0.174788 16.392855 3.233754 0.230786 16.009132 2.795239 0.18729 13.827146 5.081252 0.509632 52.029956 2.648517 0.407142 16.594111 2.925311 0.160914 12.646368
14BのSSP UD: COSMOSの1chip分
の解析結果 by 寺居
HSC pipeline が作成したSRC カタログの 座標・測光データから ある範囲の移動速度の天体を抽出 #19680
1chip 相当の面積から小惑星4天体発見
DET-ID = 050
•  調べたデータ　Date: 2015-­‐01-­‐21 UT SSP-­‐UDeep-­‐COSMOS Filter: HSC-­‐i Exposure: 300 sec EXP-­‐ID #19682
DET-ID = 057
DET-ID = 058
grid : ecliptic coordinate
衝から約2h
離れているの
で、軌道は正
確には決まら
ない。
#19684
DET-ID = 049
DET-ID = 058
DET-ID = 050
DET-ID = 059
grid : ecliptic coordinate
•  HSCA001968000 (04:03:41 HST) •  HSCA001968200 (04:09:18 HST) •  HSCA001968400 (04:14:51 HST) DET-ID = 050
DET-ID = 051
結論：14A/Bのデータでは太陽系小天体を検出
しても科学的に意味のある精度で軌道がわか
らないので、解析は後回しにして、15A以降の
データに期待する。 以下は、共同利用時間に取得したデータを
使って、衝付近を5 visitsしたら どれだけイケてるデータになるか お見せする。
衝付近を撮って、移動天体の検出を1視野分（Field01）やってみた。
衝
今回解析
した視野
共同利用時間（1/25）で HSC9視野サーベイ 観測視野:　衝から5°以内で且つ 黄道面から5°以内 rバンド シーイング：0.65”−0.97” 露出時間：200秒 約40分ごとに全5回
Field 01 N
検出数：616 No.96 5
（1chipで検出された数の単純合計 No.90 No.91 chipをまたぐものは二重に数えて
5
TNO7
ある）
No.99 5
No.92 11
No.93 8
No.94 7
No.95 4
No.89 4
No.86 3
No.87 8
No.88 9
No.78 3
No.79 7
No.80 11
No.81 12
No.82 4
No.83 9
No.70 7
No.71 5
No.72 7
No.73 8
No.74 5
No.75 10
No.76 5
No.77 3
No.62 5
No.63 9
No.64 1
No.65 6
No.66 6
No.67 13
No.68 7
No.69 7
No.54 6
No.55 8
No.56 7
No.57 9
No.58 8
No.59 7
No.60 5
No.61 2
No.46 4
No.47 3
No.48 4
No.49 10
No.50 8
No.51 5
No.52 6
No.53 8
No.38 6
No.39 4
No.40 11
No.41 6
No.42 8
No.43 5
No.44 6
No.45 7
No.30 8
No.31 9
No.32 5
No.33 6 NEO
No.34 9
No.35 8
No.36 5
No.37 2
No.22 4
No.23 3
No.24 1
No.25 5
No.26 2
No.27 7
No.28 4
No.29 4
No.16 5
No.17 10
No.18 6
No.19 4
No.20 4
No.21 1
No.11 8
No.12 5
No.13 7
No.14 8
No.15 5
No.5 3
No.6 4
No.7 5
No.8 2
No.9 2
No.0 0
No.1 5
No.2 7
No.3 2
No.102 4
No.85 7
No.100 5
NEO
No.101 2
No.10 5
No.103 3
E
No.98 8
No.84 15
TNO: 1.32’/day = 38.5AU No.4 NEO: 90.5’/day = 0.2AU 人工衛星？ 3
NEO: 26.8’/day = 1.1AU (メモ取ってなかったけど、こ
のくらいの速さの NEOならもう少しいたような気
がする)
No.97 10
黄道面はこんな感じに
傾いている。 Field01の視野中心は
黄緯-­‐1° 天体は基本的に東から
西へ移動。
1chipの 検出数 11個以上 6-­‐10個 5個以下
自動検出プログラム vs サチっている天体は
プログラムでは最初
に削除
プログラムは４枚使うことになっているので、
端っこに３っつだけ写っている天体は検出
しない
•  自動検出プログラム
はHSC pipelineのSRC
カタログを使用 •  目よりも暗い天体を
見逃さない。 •  誤検出が少なく、目
での確認も短時間で
可能 •  光度の測定を伸び
た天体用に工夫して
測定精度を高め、そ
れを自動化させるよ
う開発中 検出漏れ？？ 混み合っているところはちょっと苦手かも？
自動検出プログラムで検出した 小惑星の速度分布と軌道分布
軌道長半径 vs. 軌道傾斜角
黄径・黄緯方向の移動速度
-­‐20 -­‐18 -­‐16 -­‐14 -­‐12 -­‐10 -­‐8 -­‐6 -­‐4 12 10 8 6 4 2 0 -­‐2 -­‐2 0 -­‐4 -­‐6 -­‐8 -­‐10 60 50 40 30 20 10 0 1.5 2 2.5 3 3.5 以前の結果と比べてみても、ちゃんとメ
インベルトの小惑星が検出できて、そ
の軌道分布が再現できている。 衝付近の観測だと、軌道長半径は誤差
0.2 AU、軌道傾斜角は誤差数度で決定
できる。 4 まとめ
•  15A以降で衝付近のデータが得られることを
期待しています。 •  自動検出プログラムは使い物になるものがで
きているので、適切なデータセットさえあれば、
すぐにでも太陽系小天体の研究ができます。