Twitter（現X）で流れてきたスペインポルトガルの夜空を明るくした火球の論文がアップされたので機械翻訳しました。ウィキペディアによるとボライドは明るい流星のことなのでスーパーボライドは火球と機械翻訳しています。
2024年5月18日のイベリア半島上空の火球彗星：USGの宇宙センサーと地上からの独立観測
要約
2024年5月18日、火球状隕石がイベリア半島西部を横断し、大西洋上空を通過してメディアの注目を集めた。この現象は、93.0±0.8 cmの弱い炭素質隕石によって引き起こされた。
、密度1613±12 kg /m^3、40.1±0.4 km/秒で大気圏に突入 角度10.93±0.02 °。発光相は137.88±0.05 kmで始まった。
、高度53.78±0.07 kmで終了。この流星の太陽中心軌道は14.42±0.23°の傾斜角で特徴付けられる。
、高い離心率0.950±0.004、長半径2.31±0.13 au、近日点距離は0.116 au±0.003 auと非常に短い。
この超球面隕石は、スペイン流星ネットワーク (SPMN)、欧州宇宙機関 (ESA)、米国政府 (USG) の宇宙センサーの複数の地上ステーションによって記録されました。私たちの分析は、地球近傍天体研究センター (CNEOS) によって報告された放射および速度データと、それぞれ 1.6 ∘および -0.4 km s -1の偏差でよく一致しています。観測可能な減速がなかったため、衛星放射測定データと純粋に動的な大気飛行モデルをうまく一致させ、流星の質量を制限し、その速度プロファイルを首尾一貫して適合させることができました。
キーワード: スーパーボライド – 火球ネットワーク – 宇宙センサー – 大気圏飛行 – 軌道
1導入
2024年5月18日、スペインとポルトガルの上空で非常に明るい火球が観測されました。この出来事は一般の観測者によってビデオに記録され、メディアを通じてすぐに広まりました。さらに、イベリア半島の上空を継続的に監視しているさまざまな広視野マルチカメラステーションによって記録されました。米国政府（USG）の宇宙センサーもこの出来事を検出し、地球近傍天体研究センター（CNEOS）の火球ウェブサイト1で報告されています。宇宙からの検出が確認されたことから2、この出来事は正式にスーパーボライド（火球現象）に分類できます（Ceplecha et al.、1999）これらの非常に明るい火球は、メートルサイズの自然の発射体が極超音速で大気圏に突入することによって生成されます（Ceplecha et al.、1998; シルバーら、2018）火球小惑星の研究は、地球近傍小惑星群に関連する物理的特性、ダイナミクス、および衝突の危険性に関する貴重な洞察を提供します（Koschny＆Borovicka、2017;トリゴ・ロドリゲス、2022)。
NASAのジェット推進研究所が管理するCNEOSカタログには、さまざまなUSG衛星センサー（Tagliaferri et al.、1994)。超流星群は遠隔地で発生する比較的まれな現象です。USG センサーは、比較的小さな固定された大気体積のみを監視する地上ベースの流星ネットワークとは異なり、地球の大気に衝突する大きな流星体と小さな小惑星をほぼ地球規模でカバーします。したがって、CNEOS カタログは、地球全体を検出器として利用することで飛来物のフラックス推定を拡張し、他の技術では通常単発的に発生する現象を捉えるため、科学的に興味深いものです(Brown ら、2002)。
2024年5月現在、カタログには979件の火球イベントが含まれており、そのうち310件については速度ベクトルと高度のデータが利用可能です。これらのイベントについては、地理座標、終末破壊高度、地球中心・地球固定（ECEF）基準フレームにおけるベクトル速度成分、推定放射エネルギーと衝突エネルギーなどの詳細情報が提供されています。経験式で結び付けられたこれらのエネルギーは、CNEOSが提供する最も信頼性の高いパラメータの1つです（Brown et al.、2002)。
しかし、これらのセンサーに関する具体的な情報は機密データであるため、未公開のままです。いずれにせよ、私たちは以前、 CNEOSが公開したデータに基づいて将来の検出を計算するための3D-FireTOCソフトウェアを準備していました（Peña-Asensio et al.、2021b）を作成し、CNEOSカタログ（Peña-Asensio et al.、2022CNEOSデータの精度は、地上での火球観測との比較を通じて評価されている（Devillepoix et al.、2019;ペーニャ・アセンシオら、2022;ブラウン＆ボロヴィチカ、2023;ペーニャ・アセンシオら、2024)。現在までに、CNEOS カタログ内の 17 個の火球のみが、独立した対応物とベンチマークされています。ここでは、USG 宇宙センサーと複数の地上火球ネットワークによって検出された新しいイベントを報告し、比較します。
2観察と方法
2.1地上観測
2024年5月18日土曜日の夜、UTC 22:46:49にイベリア半島上空で注目すべき火球隕石が観測され、エストレマドゥーラとポルトガル北部上空を通過した後、大西洋上で軌道を終えました。これはスペイン火球・隕石ネットワーク（SPMN）によって記録されました（Trigo-Rodríguez et al.、2004)、および AllSky7 Network 3の欧州宇宙機関 (ESA) 惑星防衛局流星観測所の 1 つである AMS82 (スペイン、カセレス、カサス デ ミジャン) によって観測されました。SPMN ネットワークによって SPMN180524F と命名されたこの現象は、瞬間的に夜を昼に変えてしまうほどの強烈な明るさで注目され、メディアに大きな衝撃を与えました。この超球面体は大気起源の青緑色の輝きを放ち、空に永続的な光の軌跡を残しました。表 1に本研究で使用した観測所を、図 1 に各観測所で観測された最大合成ビデオ フレームを示します。
多くのカジュアルなビデオがすぐにメディアに登場し、これらの異常な現象を迅速に一般の人々に説明することが重要であることを強調しました。ビデオの中には特に驚くべきものがあり、火球が比較的近い距離から撮影されており、その広範囲にわたる光の軌道に沿って明るさが大きく変化していることが明らかになっています。これらの明るさの変動は、通常、流星体の継続的な破片化と、前面の衝撃波で発生した熱によって除去された塵や破片の放出に関連しており、これは衝突する砕けやすい流星体の特徴的な行動です(Revelle、2002)。
図1：この研究で超球状隕石 SPMN180524F を研究するために使用された 4 つのビデオ。画像はビデオ フレームから最大限に合成されています。説明のために、一部の飽和フレームは削除されています。左から右へ: ナビアノス デ バルベルデ、エステパ、サンルーカル デ バラメダ、カサス デ ミジャン。
表1：SPMN180524F スーパーボライドを記録した 4 つの選択された観測所の経度、緯度、高度。
この現象の分析には、 3D-FireTOCソフトウェアを使用しています。このツールは、火球の検出と追跡のためのコンピューター ビジョンと機械学習、歪みを補正するための堅牢なカメラ キャリブレーション、三角測量のための平面交差法、太陽中心軌道の決定(Peña-Asensio 他、2021b、1つの、2023b、2023a大気の質量密度モデルを用いて、流星の破壊が起こる力学的強度は次のように計算される。
S=𝜌a𝑡m V^2 （ブロンシュテン、1983) 。そこから、 Collins らによって確立された経験的な強度と密度の関係のおかげで、(2005)、衝突体の密度は次のように計算されます。
ρm = （log10 S−2.107/0.0624）^2 。 （１）
発光段階の開始から高度 60 km 付近までは、大気が十分に薄いため減速は実質的に無視できます。したがって、この段階で観測されるすべての点は初期速度を等しく表し、確実な推定が可能になります。
2.2宇宙からの観測
CNEOSカタログの観点から見ると、衝突エネルギー合計が0.13ktのSPMN180524Fスーパーボライドは、一般的なイベントではありません。データベース内で最も高い高度を保持し、地球に対して5番目に速く、密度が4番目に低いです（図 2を参照）。密度推定プロセスは、前のセクションで説明したものと同じです。
図2:発射体の密度を推定するのに十分なデータ（放射エネルギーのピーク時の速度と高さ）を備えた CNEOS 火球。
超球面体は大気圏に深く侵入せず、遠方から観測されたため、地上での測定は動的減速モデルを当てはめるには不十分である。そのため、我々は総放射エネルギー（E) は USG センサーによって測定され、信頼性があることが証明されています。記録されたエネルギーが運動エネルギーに等しいと仮定すると、発射体の質量は次のように推定されます。
m0 = 2⋅E/V^2。 （２）
単一体理論に基づく動的無次元アプローチを活用することで、いわゆる
𝛼-𝛽（それぞれ弾道係数と質量損失パラメータ）法では、グリツェビッチの式14を逆算することで大気圏飛行を特徴付けることができる（2009) :
𝛼 = 𝑐𝑑𝜌0ℎ0A/2m0^1/3𝜌m^2/3sin𝛾 、 （３）
どこ𝑐𝑑=0.7が抗力係数、A=1.21が球形係数、𝜌0=1.29kg/ m^-3は海面での大気の密度であり、ℎ0=7.16kmは均質大気の高度であり、
𝛾 が地平線からの軌道の傾きです。
と𝛼を決定したら、観測データに大気飛行モデルを当てはめて、
𝛽 （グリツェビッチ、2007) :
ℎ（ｖ）= In2𝛼 + 𝛽 − In（Ēi（𝛽)−Ēi（𝛽v^2））、 （4）
どこ
Ēi（x）=∫−∞^x 𝑒^z𝑑z/z。
3結果と比較
図 3 は大気圏飛行の 3D 再構成を示し、図 4 はその特性を示しています。地上観測と宇宙センサーから得られた太陽中心軌道は図 5に示されています。表 2 は地上および宇宙観測から得られたすべてのパラメータを示しています。
図3:スーパーボライド SPMN180524F の大気圏飛行。地上観測では、ピーク輝度は赤い点で発生します。ピンク色は USG 宇宙センサーによって報告された点を示します。
図4:スーパーボライドSPMN180524Fの大気圏飛行の特性。測定された速度点、3-𝜎
不確実性、動的強度、およびエステパからの較正されていない測光カウント。
図5:地上および宇宙観測から決定されたスーパーボライド SPMN180524F の接触太陽中心軌道。
表2:SPMN180524F スーパーボライドの大気飛行、物理的パラメータ、および太陽中心軌道要素の接触。
スーパーボライドSPMN180524Fの流星群または母天体との関連性の探索では、従来のD基準と機械学習距離指標の両方を使用して否定的な結果が得られました（Peña-Asensio＆Sánchez-Lozano、2024)。SPMN180524F 火球彗星が彗星の衝突によって生じたものである場合、さらなる破片が地球に到達する可能性があります。しかし、炭素質コンドライトの典型的な低反射率のため、事前にこれらを検出することは困難です(Trigo-Rodríguez ら、2014; 丹波幸栄ら、2020)。推定される隕石の大きさは約 0.93 m、密度は 1613 kg m -3であることから、その起源は弱い炭素質天体の破壊である可能性があると仮定しています。注目すべきことに、NASA の OSIRIS-REx ミッションによって持ち帰られたサンプルの最近の研究では、同様の嵩密度値が明らかになりました(Lauretta ら、2024)であり、ベンヌのような親天体を示唆している可能性がある。
SPMN180524F が破壊された彗星から発生したというシナリオは、その軌道離心率によって隕石が木星からそれほど遠くない外縁小惑星帯に引き寄せられたため、もっともらしいものである。炭素質コンドライト (CC) と彗星のもっともらしい関係は長い間示唆されてきたが、2P/Encke 彗星と非グループ化 CC の反射スペクトルの最近の研究によってさらに裏付けられている(Tanbakouei ら、2020)。彗星核の熱処理によって引き起こされる侵食とそれに続く脱水の役割は、ロゼッタによる67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の研究によって解明され、彗星核の破壊に起因する流星体の進化についての洞察がもたらされた（Fulle et al.、2020;コシュニーら、2019;トリゴ・ロドリゲスら、2019彗星の形成と崩壊の生成物に関する研究では、彗星の内部には高密度のセンチメートルサイズの小石が保存されている可能性があることが示唆されている（Schräpler et al.、2022; トリゴ・ロドリゲス＆ブルーム、2022これらの小石は、隕石の隙間マトリックスを形成する細粒物質よりも高い動的強度で生き残ることができます。
炭素質コンドライト（CC）の飛来物によって生成された超球状隕石の例としては、タギッシュ湖隕石落下が挙げられます。タギッシュ湖隕石落下では、隕石密度は1500 kg/ m^3と推定されていましたが、結果としてより高密度の非集団CCが生まれました（Brown et al.、2000）、マリボ、サッターズミル、フレンスブルク、ウィンチコム隕石（ハックら、2012; ジェニスケンスら、2012;ボロヴィチカら、2021;マクマランら、2024)。いずれにせよ、これらの脆弱な流星体は、目立つ隕石を生み出さずに、非常に明るい球状現象をしばしば生成します。25 年以上の運用で、私たちの SPMN ネットワークはいくつかの彗星の超球状現象を記録しました。最も記憶に残る出来事の 1 つは、2008 年 7 月 11 日に発生したもので、その異常な軌道のため、暫定的に C/1919 Q2 メトカーフ彗星の崩壊と関連付けられました。(Trigo-Rodríguez 他、2009)。
SPMN180524F の物理的特性に加えて、近日点距離が短いことから、この隕石は比較的最近形成されたことが示唆される。推定された嵩密度は、砕けやすい炭素質コンドライトに予想される密度と一致している。一般的な彗星のガス放出では 1 メートルサイズの隕石は放出されないことはよく知られており、この隕石は、近日点付近の太陽熱による熱ストレスを受けて比較的最近親彗星が破壊された残骸である可能性がある(Jenniskens、2006; ジューイット、2008; トリゴ・ロドリゲス＆ブルーム、2022)。
地上観測に基づいて CNEOS カタログの不確実性を推定する努力がなされ、2 つの測定グループが明らかになりました。1 つは、許容できる太陽中心軌道を許容するのに十分な精度を持つもので、もう 1 つは放射と速度の偏差が大きいものです(Devillepoix ら、2019）は、CNEOS火球の放射角に数度から90度までの範囲の不一致を報告した。例えば、バザード・クーリー、2008 TC3、カラビティ、クロフォード湾などのイベントでは、速度ベクトルが不正確に測定された。
ず
2008 TC3の速度成分は、Peña-Asensioらによって指摘された。(2022）に加えて、独立して測定された2つの新しいイベント（2019 MOと2022 EB5）を比較しました。さらに、Saricicek、Ozerki、Viñales、Flensburg、Novo Mesto、Adalenなどのイベントが独立した分析に含まれており、CNEOS火球の平均放射と速度偏差の精度向上に役立ちました（Brown＆Borovička、2023;ペーニャ・アセンシオら、2024)。
スーパーボライド SPMN180524F は宇宙からよく測定されたイベントのグループに属し、地心放射が 1.6 ∘ずれ、地心速度がわずか -0.4 km s -1で、太陽中心軌道とよく一致しています。注目すべき相違の 1 つは、傾斜の 4.43 ∘の不一致で、これにより軌道傾斜角に -3.78 ∘の不一致が生じます。密度の -333 kg /m^3の差は注目に値しますが、これは主に放射ピークが発生する高度の 3.61 km の不一致によるものです。
4結論
2024 年 5 月 18 日の超隕石は、1 メートルサイズの隕石がいかにして色彩と明るさの壮観な光景を演出できるかを示したユニークな出来事でした。地球の大気が 1 メートルサイズの飛来物に対する優れたシールドとなることをうまく例証しました。超隕石の特性を詳細に分析すると、この隕石はおそらく弱い炭素質天体または遷移天体の破壊から生じたことが示唆され、これが外縁小惑星帯の遠日点にあるその偏心軌道を説明できる可能性があります。近日点距離が短いことから、最近親天体から分離したことが示唆されます。太陽に近いこのような熱ストレス条件下では、脆弱な物質が長期間生き残ることは困難です。観測された高い速度と破片化を考慮すると、隕石が生き残る可能性は低いでしょう。しかし、以前のマリボ炭素質コンドライトの落下は、弱い隕石でも比較的高速で小さな隕石を生成できることを実証しました(Borovička ら、2019)。
我々の分析では、放射と速度の両方で CNEOS が報告したデータと強い一致が見られ、その後、太陽中心軌道要素でも一致しました。速度と方位角は非常に正確に測定されましたが、傾斜には無視できない差異がありました。我々は、衛星の放射測定データを純粋に動的な大気飛行モデルと照合し、流星体の質量を制限し、大気減速曲線を一貫して導き出しました。
衝突リスクの観点から、今回の出来事は、直径数メートルの小惑星が地球に衝突する前に、これらの小天体監視プログラムによっていくつかの小惑星が正確に特定されていることを考えると、なぜメートルサイズの流星が現在の望遠鏡調査で検出されなかったのかという疑問を提起する。私たちの結果は明確な説明を提供している。流星は単に小さすぎ、アルベドが低かったため検出できなかったのだ。
https://x.com/i/status/1792212831355683076
2024年5月18日のイベリア半島上空の火球彗星：USGの宇宙センサーと地上からの独立観測
要約
2024年5月18日、火球状隕石がイベリア半島西部を横断し、大西洋上空を通過してメディアの注目を集めた。この現象は、93.0±0.8 cmの弱い炭素質隕石によって引き起こされた。
、密度1613±12 kg /m^3、40.1±0.4 km/秒で大気圏に突入 角度10.93±0.02 °。発光相は137.88±0.05 kmで始まった。
、高度53.78±0.07 kmで終了。この流星の太陽中心軌道は14.42±0.23°の傾斜角で特徴付けられる。
、高い離心率0.950±0.004、長半径2.31±0.13 au、近日点距離は0.116 au±0.003 auと非常に短い。
この超球面隕石は、スペイン流星ネットワーク (SPMN)、欧州宇宙機関 (ESA)、米国政府 (USG) の宇宙センサーの複数の地上ステーションによって記録されました。私たちの分析は、地球近傍天体研究センター (CNEOS) によって報告された放射および速度データと、それぞれ 1.6 ∘および -0.4 km s -1の偏差でよく一致しています。観測可能な減速がなかったため、衛星放射測定データと純粋に動的な大気飛行モデルをうまく一致させ、流星の質量を制限し、その速度プロファイルを首尾一貫して適合させることができました。
キーワード: スーパーボライド – 火球ネットワーク – 宇宙センサー – 大気圏飛行 – 軌道
1導入
2024年5月18日、スペインとポルトガルの上空で非常に明るい火球が観測されました。この出来事は一般の観測者によってビデオに記録され、メディアを通じてすぐに広まりました。さらに、イベリア半島の上空を継続的に監視しているさまざまな広視野マルチカメラステーションによって記録されました。米国政府（USG）の宇宙センサーもこの出来事を検出し、地球近傍天体研究センター（CNEOS）の火球ウェブサイト1で報告されています。宇宙からの検出が確認されたことから2、この出来事は正式にスーパーボライド（火球現象）に分類できます（Ceplecha et al.、1999）これらの非常に明るい火球は、メートルサイズの自然の発射体が極超音速で大気圏に突入することによって生成されます（Ceplecha et al.、1998; シルバーら、2018）火球小惑星の研究は、地球近傍小惑星群に関連する物理的特性、ダイナミクス、および衝突の危険性に関する貴重な洞察を提供します（Koschny＆Borovicka、2017;トリゴ・ロドリゲス、2022)。
NASAのジェット推進研究所が管理するCNEOSカタログには、さまざまなUSG衛星センサー（Tagliaferri et al.、1994)。超流星群は遠隔地で発生する比較的まれな現象です。USG センサーは、比較的小さな固定された大気体積のみを監視する地上ベースの流星ネットワークとは異なり、地球の大気に衝突する大きな流星体と小さな小惑星をほぼ地球規模でカバーします。したがって、CNEOS カタログは、地球全体を検出器として利用することで飛来物のフラックス推定を拡張し、他の技術では通常単発的に発生する現象を捉えるため、科学的に興味深いものです(Brown ら、2002)。
2024年5月現在、カタログには979件の火球イベントが含まれており、そのうち310件については速度ベクトルと高度のデータが利用可能です。これらのイベントについては、地理座標、終末破壊高度、地球中心・地球固定（ECEF）基準フレームにおけるベクトル速度成分、推定放射エネルギーと衝突エネルギーなどの詳細情報が提供されています。経験式で結び付けられたこれらのエネルギーは、CNEOSが提供する最も信頼性の高いパラメータの1つです（Brown et al.、2002)。
しかし、これらのセンサーに関する具体的な情報は機密データであるため、未公開のままです。いずれにせよ、私たちは以前、 CNEOSが公開したデータに基づいて将来の検出を計算するための3D-FireTOCソフトウェアを準備していました（Peña-Asensio et al.、2021b）を作成し、CNEOSカタログ（Peña-Asensio et al.、2022CNEOSデータの精度は、地上での火球観測との比較を通じて評価されている（Devillepoix et al.、2019;ペーニャ・アセンシオら、2022;ブラウン＆ボロヴィチカ、2023;ペーニャ・アセンシオら、2024)。現在までに、CNEOS カタログ内の 17 個の火球のみが、独立した対応物とベンチマークされています。ここでは、USG 宇宙センサーと複数の地上火球ネットワークによって検出された新しいイベントを報告し、比較します。
2観察と方法
2.1地上観測
2024年5月18日土曜日の夜、UTC 22:46:49にイベリア半島上空で注目すべき火球隕石が観測され、エストレマドゥーラとポルトガル北部上空を通過した後、大西洋上で軌道を終えました。これはスペイン火球・隕石ネットワーク（SPMN）によって記録されました（Trigo-Rodríguez et al.、2004)、および AllSky7 Network 3の欧州宇宙機関 (ESA) 惑星防衛局流星観測所の 1 つである AMS82 (スペイン、カセレス、カサス デ ミジャン) によって観測されました。SPMN ネットワークによって SPMN180524F と命名されたこの現象は、瞬間的に夜を昼に変えてしまうほどの強烈な明るさで注目され、メディアに大きな衝撃を与えました。この超球面体は大気起源の青緑色の輝きを放ち、空に永続的な光の軌跡を残しました。表 1に本研究で使用した観測所を、図 1 に各観測所で観測された最大合成ビデオ フレームを示します。
多くのカジュアルなビデオがすぐにメディアに登場し、これらの異常な現象を迅速に一般の人々に説明することが重要であることを強調しました。ビデオの中には特に驚くべきものがあり、火球が比較的近い距離から撮影されており、その広範囲にわたる光の軌道に沿って明るさが大きく変化していることが明らかになっています。これらの明るさの変動は、通常、流星体の継続的な破片化と、前面の衝撃波で発生した熱によって除去された塵や破片の放出に関連しており、これは衝突する砕けやすい流星体の特徴的な行動です(Revelle、2002)。
図1：この研究で超球状隕石 SPMN180524F を研究するために使用された 4 つのビデオ。画像はビデオ フレームから最大限に合成されています。説明のために、一部の飽和フレームは削除されています。左から右へ: ナビアノス デ バルベルデ、エステパ、サンルーカル デ バラメダ、カサス デ ミジャン。
表1：SPMN180524F スーパーボライドを記録した 4 つの選択された観測所の経度、緯度、高度。
この現象の分析には、 3D-FireTOCソフトウェアを使用しています。このツールは、火球の検出と追跡のためのコンピューター ビジョンと機械学習、歪みを補正するための堅牢なカメラ キャリブレーション、三角測量のための平面交差法、太陽中心軌道の決定(Peña-Asensio 他、2021b、1つの、2023b、2023a大気の質量密度モデルを用いて、流星の破壊が起こる力学的強度は次のように計算される。
S=𝜌a𝑡m V^2 （ブロンシュテン、1983) 。そこから、 Collins らによって確立された経験的な強度と密度の関係のおかげで、(2005)、衝突体の密度は次のように計算されます。
ρm = （log10 S−2.107/0.0624）^2 。 （１）
発光段階の開始から高度 60 km 付近までは、大気が十分に薄いため減速は実質的に無視できます。したがって、この段階で観測されるすべての点は初期速度を等しく表し、確実な推定が可能になります。
2.2宇宙からの観測
CNEOSカタログの観点から見ると、衝突エネルギー合計が0.13ktのSPMN180524Fスーパーボライドは、一般的なイベントではありません。データベース内で最も高い高度を保持し、地球に対して5番目に速く、密度が4番目に低いです（図 2を参照）。密度推定プロセスは、前のセクションで説明したものと同じです。
図2:発射体の密度を推定するのに十分なデータ（放射エネルギーのピーク時の速度と高さ）を備えた CNEOS 火球。
超球面体は大気圏に深く侵入せず、遠方から観測されたため、地上での測定は動的減速モデルを当てはめるには不十分である。そのため、我々は総放射エネルギー（E) は USG センサーによって測定され、信頼性があることが証明されています。記録されたエネルギーが運動エネルギーに等しいと仮定すると、発射体の質量は次のように推定されます。
m0 = 2⋅E/V^2。 （２）
単一体理論に基づく動的無次元アプローチを活用することで、いわゆる
𝛼-𝛽（それぞれ弾道係数と質量損失パラメータ）法では、グリツェビッチの式14を逆算することで大気圏飛行を特徴付けることができる（2009) :
𝛼 = 𝑐𝑑𝜌0ℎ0A/2m0^1/3𝜌m^2/3sin𝛾 、 （３）
どこ𝑐𝑑=0.7が抗力係数、A=1.21が球形係数、𝜌0=1.29kg/ m^-3は海面での大気の密度であり、ℎ0=7.16kmは均質大気の高度であり、
𝛾 が地平線からの軌道の傾きです。
と𝛼を決定したら、観測データに大気飛行モデルを当てはめて、
𝛽 （グリツェビッチ、2007) :
ℎ（ｖ）= In2𝛼 + 𝛽 − In（Ēi（𝛽)−Ēi（𝛽v^2））、 （4）
どこ
Ēi（x）=∫−∞^x 𝑒^z𝑑z/z。
3結果と比較
図 3 は大気圏飛行の 3D 再構成を示し、図 4 はその特性を示しています。地上観測と宇宙センサーから得られた太陽中心軌道は図 5に示されています。表 2 は地上および宇宙観測から得られたすべてのパラメータを示しています。
図3:スーパーボライド SPMN180524F の大気圏飛行。地上観測では、ピーク輝度は赤い点で発生します。ピンク色は USG 宇宙センサーによって報告された点を示します。
図4:スーパーボライドSPMN180524Fの大気圏飛行の特性。測定された速度点、3-𝜎
不確実性、動的強度、およびエステパからの較正されていない測光カウント。
図5:地上および宇宙観測から決定されたスーパーボライド SPMN180524F の接触太陽中心軌道。
表2:SPMN180524F スーパーボライドの大気飛行、物理的パラメータ、および太陽中心軌道要素の接触。
スーパーボライドSPMN180524Fの流星群または母天体との関連性の探索では、従来のD基準と機械学習距離指標の両方を使用して否定的な結果が得られました（Peña-Asensio＆Sánchez-Lozano、2024)。SPMN180524F 火球彗星が彗星の衝突によって生じたものである場合、さらなる破片が地球に到達する可能性があります。しかし、炭素質コンドライトの典型的な低反射率のため、事前にこれらを検出することは困難です(Trigo-Rodríguez ら、2014; 丹波幸栄ら、2020)。推定される隕石の大きさは約 0.93 m、密度は 1613 kg m -3であることから、その起源は弱い炭素質天体の破壊である可能性があると仮定しています。注目すべきことに、NASA の OSIRIS-REx ミッションによって持ち帰られたサンプルの最近の研究では、同様の嵩密度値が明らかになりました(Lauretta ら、2024)であり、ベンヌのような親天体を示唆している可能性がある。
SPMN180524F が破壊された彗星から発生したというシナリオは、その軌道離心率によって隕石が木星からそれほど遠くない外縁小惑星帯に引き寄せられたため、もっともらしいものである。炭素質コンドライト (CC) と彗星のもっともらしい関係は長い間示唆されてきたが、2P/Encke 彗星と非グループ化 CC の反射スペクトルの最近の研究によってさらに裏付けられている(Tanbakouei ら、2020)。彗星核の熱処理によって引き起こされる侵食とそれに続く脱水の役割は、ロゼッタによる67P/チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の研究によって解明され、彗星核の破壊に起因する流星体の進化についての洞察がもたらされた（Fulle et al.、2020;コシュニーら、2019;トリゴ・ロドリゲスら、2019彗星の形成と崩壊の生成物に関する研究では、彗星の内部には高密度のセンチメートルサイズの小石が保存されている可能性があることが示唆されている（Schräpler et al.、2022; トリゴ・ロドリゲス＆ブルーム、2022これらの小石は、隕石の隙間マトリックスを形成する細粒物質よりも高い動的強度で生き残ることができます。
炭素質コンドライト（CC）の飛来物によって生成された超球状隕石の例としては、タギッシュ湖隕石落下が挙げられます。タギッシュ湖隕石落下では、隕石密度は1500 kg/ m^3と推定されていましたが、結果としてより高密度の非集団CCが生まれました（Brown et al.、2000）、マリボ、サッターズミル、フレンスブルク、ウィンチコム隕石（ハックら、2012; ジェニスケンスら、2012;ボロヴィチカら、2021;マクマランら、2024)。いずれにせよ、これらの脆弱な流星体は、目立つ隕石を生み出さずに、非常に明るい球状現象をしばしば生成します。25 年以上の運用で、私たちの SPMN ネットワークはいくつかの彗星の超球状現象を記録しました。最も記憶に残る出来事の 1 つは、2008 年 7 月 11 日に発生したもので、その異常な軌道のため、暫定的に C/1919 Q2 メトカーフ彗星の崩壊と関連付けられました。(Trigo-Rodríguez 他、2009)。
SPMN180524F の物理的特性に加えて、近日点距離が短いことから、この隕石は比較的最近形成されたことが示唆される。推定された嵩密度は、砕けやすい炭素質コンドライトに予想される密度と一致している。一般的な彗星のガス放出では 1 メートルサイズの隕石は放出されないことはよく知られており、この隕石は、近日点付近の太陽熱による熱ストレスを受けて比較的最近親彗星が破壊された残骸である可能性がある(Jenniskens、2006; ジューイット、2008; トリゴ・ロドリゲス＆ブルーム、2022)。
地上観測に基づいて CNEOS カタログの不確実性を推定する努力がなされ、2 つの測定グループが明らかになりました。1 つは、許容できる太陽中心軌道を許容するのに十分な精度を持つもので、もう 1 つは放射と速度の偏差が大きいものです(Devillepoix ら、2019）は、CNEOS火球の放射角に数度から90度までの範囲の不一致を報告した。例えば、バザード・クーリー、2008 TC3、カラビティ、クロフォード湾などのイベントでは、速度ベクトルが不正確に測定された。
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2008 TC3の速度成分は、Peña-Asensioらによって指摘された。(2022）に加えて、独立して測定された2つの新しいイベント（2019 MOと2022 EB5）を比較しました。さらに、Saricicek、Ozerki、Viñales、Flensburg、Novo Mesto、Adalenなどのイベントが独立した分析に含まれており、CNEOS火球の平均放射と速度偏差の精度向上に役立ちました（Brown＆Borovička、2023;ペーニャ・アセンシオら、2024)。
スーパーボライド SPMN180524F は宇宙からよく測定されたイベントのグループに属し、地心放射が 1.6 ∘ずれ、地心速度がわずか -0.4 km s -1で、太陽中心軌道とよく一致しています。注目すべき相違の 1 つは、傾斜の 4.43 ∘の不一致で、これにより軌道傾斜角に -3.78 ∘の不一致が生じます。密度の -333 kg /m^3の差は注目に値しますが、これは主に放射ピークが発生する高度の 3.61 km の不一致によるものです。
4結論
2024 年 5 月 18 日の超隕石は、1 メートルサイズの隕石がいかにして色彩と明るさの壮観な光景を演出できるかを示したユニークな出来事でした。地球の大気が 1 メートルサイズの飛来物に対する優れたシールドとなることをうまく例証しました。超隕石の特性を詳細に分析すると、この隕石はおそらく弱い炭素質天体または遷移天体の破壊から生じたことが示唆され、これが外縁小惑星帯の遠日点にあるその偏心軌道を説明できる可能性があります。近日点距離が短いことから、最近親天体から分離したことが示唆されます。太陽に近いこのような熱ストレス条件下では、脆弱な物質が長期間生き残ることは困難です。観測された高い速度と破片化を考慮すると、隕石が生き残る可能性は低いでしょう。しかし、以前のマリボ炭素質コンドライトの落下は、弱い隕石でも比較的高速で小さな隕石を生成できることを実証しました(Borovička ら、2019)。
我々の分析では、放射と速度の両方で CNEOS が報告したデータと強い一致が見られ、その後、太陽中心軌道要素でも一致しました。速度と方位角は非常に正確に測定されましたが、傾斜には無視できない差異がありました。我々は、衛星の放射測定データを純粋に動的な大気飛行モデルと照合し、流星体の質量を制限し、大気減速曲線を一貫して導き出しました。
衝突リスクの観点から、今回の出来事は、直径数メートルの小惑星が地球に衝突する前に、これらの小天体監視プログラムによっていくつかの小惑星が正確に特定されていることを考えると、なぜメートルサイズの流星が現在の望遠鏡調査で検出されなかったのかという疑問を提起する。私たちの結果は明確な説明を提供している。流星は単に小さすぎ、アルベドが低かったため検出できなかったのだ。
https://x.com/i/status/1792212831355683076
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