2013 変光星観測者会議集録

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いとはなかきむら
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2 URL PC 6/22() 13:00 13:30 EW 13:50 VW-Cep 14:10 V1848 Ori 14:30 W 14:50 IaSN 2012ht 15:10 15:20 V

3 15:40 KISOGP -105cm 15:50 16:50 17:00 18:00 6/23() 9:30 10: :00 11:15 () () 12:20 12:30 URL

デジカメ測光手順神奈川県永井和男デジタル一眼レフカメラで撮影した画像を使って変光星の測光が行えますデジタルカメラはカラーで撮影できますので多色測光が可能ですがここではグリーンのプレーンを使った単色測光の手順を説明します作業で使うプログラムは全てがフリーソフトですステライメージや AIP4WIN を使うと手順を減らす事もできますので

4 デジカメ測光手順神奈川県永井和男デジタル一眼レフカメラで撮影した画像を使って変光星の測光が行えますデジタルカメラはカラーで撮影できますので多色測光が可能ですがここではグリーンのプレーンを使った単色測光の手順を説明します作業で使うプログラムは全てがフリーソフトですステライメージや AIP4WIN を使うと手順を減らす事もできますのでこの手順書で測光作業に慣れてから投資してみるのもよいでしょうプログラムはからダウンロードできますマカリは 30 日の試用期間になっています無料ですので是非ともレジストレーションしてしまいましょう天体撮影は通常の天体写真と同じ方法で構いませんがかならず RAW で保存して下さいさて測光手順ですが実は様々でたくさんありますもちいるプログラムで手順がかわるだけでなく同じプログラムでも使い方でかわる事も多々ありますですが基本は RAW を FITS に変換しその G プレーンを取り出してアパチャー ( 開口 ) 測光をする事には変わりありません測光には標準星を使う測定と比較星を使う測定があります標準星を使う測定作業は面倒ですが測光の精度がよくなりますここでは標準星を使う方法を解説します測光手順が様々あり会議で報告した方法はネット中継の録画をご覧くださりここでは同じプログラムを使って複数画像の測定に適応した方法を解説します無論一枚だけの画像の場合も同じ方法で測光作業が出来ます手順 1:RAW 画像を FITS 画像に変換する IRIS を起動して Digital photo の Decode RAW files を選択します

欄に適当な変換後のファイル名を入力して ->RGB ボタンを押しますここで FITS

5 Decode RAW files ウインドウに RAW 画像ファイルをドロップします拡張子が CRW でないと実行してくれない場合があります CR2 の場合はファイル名を変えてみると良いでしょうその後 Name 欄に適当な変換後のファイル名を入力して ->RGB ボタンを押しますここで FITS に変換されたファイルがどこに保存されたのか知る必要があります Files の Setting を選択して Settings ウインドウの Working path をみます

path 欄に C: temp を入力するとよいでしょう手順 2: マカリで FITS ファイルの G プレーンを開く測定したい FITS ファイルをマカリにドロップします

6 この例では Settings ウインドウの Working path に f: temp となっていますこのフォルダーに変換された FITS ファイルが保存されていますこの設定はデフォルトでは C: になっていますが書き込みが出来ない場合がありますそんな場合は ( たとえば )C ドライブに Temp フォルダーを作って Working path 欄に C: temp を入力するとよいでしょう手順 2: マカリで FITS ファイルの G プレーンを開く測定したい FITS ファイルをマカリにドロップしますマルチプレーン FITS 読み込み設定ウインドウが現れますそこでの設定は読み込み方法をグレースケール画像にチェックしプレーンの選択を第 2 プレーンにして OK ボタンをおします

この値を変えると最終的に得られる変光星の測光バラツキが減る事があります色々な値に変えて試してみる必要があります

7 手順 3: アパチャー ( 開口 ) 測光マカリの測定を選択して測光モードの選択を開口測光にします測定半径を半自動重心を探すにします次は半径設定をして星をクリックします半径設定は星がスッポリ入る大きさにしますこの値を変えると最終的に得られる変光星の測光バラツキが減る事があります色々な値に変えて試してみる必要があります最初は良くわからないと思いますのでこの例の恒星径 15 SKY 内径 20 SKY 幅 20 重心検索 20 で測定してみましょうもし恒星径円内に複数の星が入ってしまう場合は徐々に小さくします

ファイルにしますわたしは画像全体が見えないと変光星図を比較がしにくいので表示を縮小してから星々を

8 星図を見ながら標準星を順々にクリックして行きますクリックした順番を覚えておいて下さいそして最後に変光星をクリックしてテキスト出力ボタンを押します保存形式は CSV ファイルにしますわたしは画像全体が見えないと変光星図を比較がしにくいので表示を縮小してから星々をクリックして行きます始める前に全件削除ボタンを押してクリアしてから行います手順４変光星等級の算出Ｄｉｇｐｈｏｔ４

Digphot4 を実行します最初に比較星データ全クリアボタンを押して比較星データを消去します次に Makari にチェックしてから左側の広い四角いエリアに先ほどの CSV ファイルをドロップしますその後比較星測定値ボタンを押します比較星データ全クリアボタンは最初の一枚目だけ行います二枚目以降は前回の比較星データを使いますまた

9 Digphot4 を実行します最初に比較星データ全クリアボタンを押して比較星データを消去します次に Makari にチェックしてから左側の広い四角いエリアに先ほどの CSV ファイルをドロップしますその後比較星測定値ボタンを押します比較星データ全クリアボタンは最初の一枚目だけ行います二枚目以降は前回の比較星データを使いますまたプログラムを終了する時に比較星データの保存が出来ますので保存しておきましょうこうすると次回以降も比較星データの入力をする必要がなくなります比較星の測定値欄にマカリの測定値が入ったと思いますカタログ値が空欄ですので変光星図を見ながら測定した順に標準星等級を入力します最後の行は変光星ですその行のｓボタンを押しますするとその行がブランクになり変光星の測定値欄に値が移動します値が移動された事を確認してから測光ボタンを押しますこれで変光星の等級が算出されますこれで作業は終わりですですが同じ変光星を複数枚撮影した場合は同じ作業を繰り返すと平均の算出欄に次々と変光星等級が追加されて行きます平均計算ボタンを押すと平均値が求められますデジカメ測光は±０１等程度の精度しかありませんがこのように数枚の測定結果を平均するなどすると何倍も測光精度を向上させることができます観測時刻は撮影時間の中央時刻になります複数枚を平均した場合は真ん中の画像の撮影中央時刻にしています

10 短周期食変光星のライトカーブを用いた分類松下悠里 ( 高 2) 荒木雄渡 ( 高 1) 福岡県立小倉高校科学部 SS 天文研究会 1はじめに本校では2005 年から小惑星の研究をしてきたその中で星の光度を正確に測る技術を得たその技術を用いて食変光星のライトカーブを取得してみることにした食変光星のライトカーブを比較すると極小部分に特徴がみられたここに注目して分類を行った 2 極小部分の種類 1 フラットの仕組み光度変化が一定になることをフラットと定める 2つの星が完全に重なるとき通過大きい星の前を小さい星が通過する( 図 1) 図 1 図 2 光度が一定にならない ( ライトカーブがフラットにならない ) 掩蔽大きい星の後ろを小さい星が通過する( 図 2) 光度が一定になる ( ライトカーブがフラットになる ) 2 主極小副極小の仕組み明るい星が手前になり重なるとき ( 食変光星全体の光度が高くなる ) 副極小暗い星が手前になり重なるとき ( 食変光星全体の光度が低くなる ) 主極小 3 食変光星の分類の基準対象の 9 種類の食変光星のライトカーブを 2 つの極小部分に着目して分類する Ⅰ 型 : 主極小副極小で光度変化が起きるライトカーブがフラットにならない Ⅱ 型 : 副極小で光度変化が起きない副極小でライトカーブがフラットになる Ⅲ 型 : 主極小で光度変化が起きない主極小でライトカーブがフラットになる 4 分類方法グラフの形状によりライトカーブの分類を行ったが Ⅰ 型の分類が出来ていなかったこれを改善するためにシミュレーションを用いたライトカーブの数学的分類を行った 5 分類結果 [Ⅰ 型 ] Cas0523 AB-And [Ⅱ 型 ] AO-Cam W-Uma YY-Eri MU-Aqu NR-Cam [Ⅲ 型 ] GZ-And BX-Peg 6 今後の方向性シミュレーションのライトカーブと実際のライトカーブを比較する

11 2013/7/24 平成 17 年 SSH 指定校となり発足研究活動小惑星研究 (H17~H25) 変光星研究 (H24~H25) 地域貢献活動年間 10 回程度地域で天体観測教室 2 年坂田竜太朗 1 年矢島翔太 1 年大園咲奈ライトカーブをもとにモデルを作成モデルによってライトカーブを再現 16 種のライトカーブの観測二つの極大の間に差が生じている今までにないタイプのライトカーブ他の星には見られない特徴があるのでは? VW Cep 天の北極付近を通っている観測時期 5~12 月で長時間の観測が可能 DV Psc 黄道付近を通っている観測時期が 8~10 月で長時間の観測が不可極大に注目して研究主に VW Cep の研究を行っていく 1

12 2013/7/24 仮説 Ⅰ 対象天体に黒点が生じている二つの仮説仮説 Ⅱ 対象天体に付属惑星が公転している極大に差が生じていない半周期ごとに極大の値が変化している? 黒点が生じているモデル二つの極大のうち片方において黒点が生じている極大に差が生じている黒点がライトカーブに影響している付属惑星があるモデル食変光星は互いの周りを公転しているその周りをさらに暗い小さな惑星が公転しているモデル極大に差が生じている惑星のモデルがライトカーブに影響している 2

13 2013/7/24 仮説 Ⅰ ライトカーブに影響するほどの大きな黒点は存在するのか? 黒点の出現に周期性はない極大の変化に周期性はない仮説 Ⅱ ライトカーブの特徴が類似惑星モデルが有力惑星の直径が大きいライトカーブへの影響が大きい変光星の周りを公転している極大の変化に周期性がある極大と極小の関係極大の変化に規則性はあるのか? 極大の変化の周期に注目 3

14 近接連星 V1848 Orionis のロッシュモデル解析 ~ その 2~ Nagai K, VSOLJ Kiyota S, VSOLJ Itoh H, VSOLJ Shiokawa K, VSOLJ 2013/6/22-23 工学院大学新宿キャンパス

15 2012 年のおさらい mass ratio=0.8 Fill out=0.0 inclination=75 temperature1=9170k temperature2=7600k gravity coefficient=1 limb darkening=0.5 reflection= 1 Observations 2011/12~2012/1 Kiyota(Ic), Nagai(Rc) Color SIMBAD B-V= Roche model Early type Spot は何? そもそも何色なの? Spot Parameters Star 0 Co-Latitude=90 Longitude-270 Spot Radius=20 Temp. Factor=1.25

色の変化 ROTSE1(GSC 107-596, NSVS 12310076, 2007)

16 色の変化 ROTSE1(GSC , NSVS , 2007) では色変化が無いとされていたしかし色変化はありそうだ (2012 年変光星観測者会議 ) 2012/12 に多色測光 (Nagai, 2012/12) フィルターホイールの借用色は変化している T1!= T2 B-V pri. = +1.05, B-V sec.= T1 = 4774K (assumed)

17 2012/10~2013/1 の測光 Nagai(2012/12) 以外の測光観測 V band Kiyota, Itoh Rc band Siokawa これらの測光データを用いて WD-code で Roche model 解析

18 2011 と 2012 の光度曲線変化第 1 極大の方が明るいその明るさの差に変化が見られる前回も極大等級の変化を報告 ASAS-3 は 2001/3~2009/11 V band max II が明るい VSOLJ は 2011/12~2012/1 Rc & Ic band max I が明るい 2007 年の ROTSE1(R band) には歪が無い

19 V band LC 第 2 極大の測光に歪 REAL では無い V band の Roche model 解析は参考値とします

Roche model (Spot 無し ) New Old color V Rc Ic mass ratio 0.9 0.9 0.8 fill out 0.1 0.

32 0.32 1.0 limb dark 0.5 0.5 0.5 reflection 0.5 0.5 1.

20 Roche model (Spot 無し ) New Old color V Rc Ic mass ratio fill out inclination T1 (K) assumed T2 (K) Gravity limb dark reflection spot star1 latitude 90 longitude 270 radius 20 temperature 1.25 Light curve が同じでも重力減光や反射率が違うと少し違ったモデルになる Rc band の光度曲線赤が観測値青が計算値

Roche model (Spot 有り ) New Old color Rc Rc Rc Ic mass ratio 0.9 0.9 0.9 0.8 fill out 0.1 0.1 0.1 0.0 inclination 75.5 75.5 75.7 75.

0 spot star1 star2 star1 latitude 90 90 90 longitude 270 270 270 radius 20 20 20 temperature 1.01 0.95 1.

21 Roche model (Spot 有り ) New Old color Rc Rc Rc Ic mass ratio fill out inclination T1 (K) assumed T2 (K) Gravity limb dark reflection spot star1 star2 star1 latitude longitude radius temperature 左は主星に Hot Spot 右は伴星に Cool Spot 極大光度に差が有る例は多いその差が変化する例は少ない? V1848 Ori は変化している Hot Spot Cool Spot T1 が固定なので T1-T2 が大きくなってしまう重力減光による Hot spot 楕円形状で説明される重力の集中の仕方 ( 密度 ) で数値化される通常近接連星では pole が明るく back が暗い

22 重力減光による極大の違い第 1 極大が明るい第 2 極大が明るい視線短周期の多い接触系では side に重力減光による増光の効果が現れる場合がある

23 どっち? 高温斑点か? 低温斑点か? より詳細な解析を行って別な黒点を探す黒点の移動を測光観測で検出する分光で決着したいがしかし 11 等ヒント! 色によって極大の明るさが違う今と違う位置の黒点を探すもう一度多色測光遠ざかる遠ざかる近づく近づく青赤青赤明るい Spot 暗い Spot ラインプロファイル

24 WEW OK

25 W 1903Muller and Kempf Muller and Kempf(1903)

26 Muller and Kempf(1903) WEW 1912Russell 1919Adams and Joy

27 β W,p.185 WEW

28 WEW W(W UMa type) W X RS

29 AO Cam KEPLER2009

2700 Barycentric Julian day elentron/s : 4200

30 2700 Barycentric Julian day elentron/s : A Long and Short Cadence 29.4 min and s

31 EW KID ASAS Survey VI Kepler 0.00,0.25,0.50, 0.75 (

32 KID KID

33 KID KID

34 #1

35 #2

la 型超新星 SN 2012ht の可視光観測変光星観測者会議 2013/06/22-23 @ 工学院大学大阪教育大学天文学研究室川端美穂 1.

36 la 型超新星 SN 2012ht の可視光観測変光星観測者会議工学院大学大阪教育大学天文学研究室川端美穂 1. ABSTRACT 2012 年 12 月 18 日に la 型超新星 SN 2012htが発見された発見日の2 日前には限界等級が報告されており爆発後まもない時期から観測が開始された超新星である我々は大阪教育大学天文台 51cm 反射望遠鏡を使用し 2012 年 12 月 24 日から約 100 日間にわたり多色測光観測を行った今回 SN 2012htの観測結果を報告する 2. INTRODUCTION 2.1 超新星とは超新星とは星がその一生の最後に大爆発を起こす現象のことである最も明るいものでは 19 等以上にも達する古くから出現例が記録されており現代では大型望遠鏡のサーベイによって年間の発見数は 300~500 前後の超新星が発見されているまた天文愛好家による超新星発見も数多い 2.2 超新星の分類超新星をはじめとする突発天体が発見されると分光観測が行われる超新星はスペクトルの特徴によりいくつかのタイプに分類される最大光度時に水素線がなく星の違いが少ない Ⅰ 型と水素線があり個性が強い Ⅱ 型に大きく分類される Ⅰ 型ではケイ素の吸収線が強い Ⅰa 型ケイ素の吸収線が弱くヘリウムの吸収線が見られるものを Ⅰb 型ケイ素やヘリウムも見られないものを Ⅰc 型と細分類されている Ⅰa 型超新星は楕円銀河を含むあらゆる型の銀河に出現するがそれ以外の超新星は星形成が活発な銀河でしか発見されていないこのことからも Ⅰa 型超新星は近接連星系中の白色矮星がそれ以外の型の超新星は大質量星が爆発したものであることが分かる 2.3 Ⅰa 型超新星 Ia 型超新星は白色矮星がチャンドラセカール限界質量 ( 約 1.4M ) に達した時核爆発の暴走が起こることによって引き起こされると考えられている爆発時の質量がほぼ均一なので絶対等級がほぼ等しい明るいものほどゆっくり減光し暗いものほど速く減光し絶対等級と光度曲線の変化には相関があることが知られているそのため光度変化から距離の推定が可能となり宇宙論的な距離における標準光源に使われるしかし伴星からのガスが降着して白色矮星の質量が増加しチャンドラセカール限界質量になる Single Degenerate 説二つの白色矮星からなる連星系で両者が合体することによりチャンドラセカール限界質量となる Double Degenelate 説があり超新星爆発に至るまでの進化経路が未解決となっている 2.4 Ⅰa 型超新星 SN 2012ht SN 2012ht は 2012 年 12 月 18 日に西山さん椛島さんによって NGC3447 のそばで 18.6 等で発見された (CBET3349) またこの 2 日前には板垣さんによって限界等級が 18.8 等と決められており早期から観測できた超新星の一つである出現位置を Fig.1 に示す 3. OBSERVATIONS AND REDUCTION 大阪教育大学 51cm 反射望遠鏡 ( カセグレン式合成口径比 F/12) を用いて多色測光観測 (B,V,Rc,Ic) を行ったまた冷却 CCD カメラは DW 436-BV(Andor 社 ) と ST-10XME (SBIG 社 ) を使用している観測期間としては 2012 年 12 月 24 日 ~2013 年 4 月 26 日まで行ったただしデータ化したものは 2013 年 3 月 31 日までの全 60 夜のデータとなっているデータ解析には天体画像処理ソフト IRAF を使用した一次処理としては Dark 及び Flat 補正を行ったまた銀河の近くに超新星があるため測光する際には銀河によるコンタミネーションを取り除く必要があるそこで測光方法としては PSF 測光 (Point Spread Function fitting photometry) を行った Fig.1 の星 4 を比較星星 4 が変光していないか確認するために星 3 を使用した Fig.1 : SN 2012ht in NGC3447

37 4. RESURTS 観測によって得られた光度曲線をFig.2に示す比較しやすいように, それぞれBは +1 Rcは-1 Ic は-2にシフトさせているまた光度曲線から3 次関数でフィッテングさせることによって Bバンドにおける極大日を MJD ±0.2( 世界時 2013 年 1 月 3.9 日 ) と推定した Bバンドにおけるみかけの等級は mb=13.1 等となった今回母銀河による星間吸収は無視できるため銀河系の星間吸収のみを考慮した NEDデータベースより距離指数 μ=31.5± 0.2を用いると Bバンドにおける絶対等級はMB=-18.8±0.2 等となったさらに重要なパラメータとなる Δm15(B) を求めた Δm15(B) とは Fig.2 : SN 2012htの光度曲線 Bバンドにおいて極大時の光度と極大から15 日後の光度の差のことである SN 2012htでは Δm15(B)=1.33±0.03となった Ⅰa 型超新星はIバンドの光度曲線では2 回のピークが見られるこれは超新星が膨張し温度が下がることによって鉄鏃原子が2 階電離から1 階電離に遷移する際の放射によるものである Iバンドのピークの日数の差とΔm15(B) に相関があることが調べられており (Elias-Rosa et al ) SN 2012htにおいても調べてみた Δmax(I)=25.7±0.6 日となったこのΔmax(I) とΔm15(B) の関係より求めたΔm15(B)~1.31となり光度曲線より求めたものと一致する 5. DISCUSSIONS Fig.3 : Δmax(I) とΔm15(B) の相関関係典型的と言われる超新星の絶対等級はMB=-19.3 等ほど Δm15(B)=1.1ほどである絶対等級をみると SN 2012htは典型的なものよりもやや暗めの超新星となったまたΔm15(B) では典型的な超新星よりも値がやや大きくなっている Δm15(B) が大きいということは速く減光していくので絶対等級と光度変化の相関関係を考えると典型的な超新星よりもやや暗いということになる 6. SUMMARY 爆発後まもなく発見された SN 2012ht を約 100 日間にわたり観測を行った絶対等級や Δm15(B) を求めると典型的な超新星よりも SN 2012ht はやや暗めの超新星となった今回絶対等級を求めたが銀河の距離などの不定性もある今後の課題としては絶対等級と光度曲線の変化には相関があることを利用し Δm15(B) から求めた絶対等級と比較することによってさらなる議論を行いたい 7. REFERENCES [1] 野本憲一, 定金晃三, 佐藤勝彦編シリーズ現代の天文学 7 巻恒星日本評論社 2009 [2] NED(NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE) HP [3] Altavilla, G., et al., 2004, MNRAS, 349, 1344 [4] Benetti, S., et al., 2005, ApJ, 623, 1011 [5] Elias-Rosa, N., et al., 2008, MNRAS, 384,107 [6] Kasen, D., 2006, ApJ, 649, 939 [7] Phillips, M. M., et al., 1999, ApJ, 118, 1766

38 カシオペヤ座 V817の年のアウトバーストの測光分光観測前原裕之 ( 東京大学 ) 本田敏志 ( 兵庫県立大学 ) 野上大作 ( 京都大学 )

39 V817 Cas V817 Cas = HD = MWC 1083 Merrill & Burwell (1949) Be 星であることを指摘 Hipparcos 衛星の観測で変光が発見された NameList No.74で変光星登録 Hubert et al. (2000) で報告があるのみで変光についての研究はない

40 Be 星バルマー線等が輝線になっている ( いたことのある )B 型星自転速度の速い天体 (v ~ 数百 km/s) 星の周辺に幾何学的に薄い星周円盤がある輝線は円盤から出ている

41 Be 星星周円盤の変化に伴って明るさの変化する天体もある γ Cas タイプ有名な天体としては :δ Sco, γ Cas, BU Tau など中性子星と連星系になっている天体 (Be X-ray binary) もある X Per, V725 Tau など増光前増光後

42 Inclination と line profile

Kiso/Kyoto Wide-field Survey (KWS) 105mm lens +

2 億件のデータを取得 2013 年 5 月からは V と Ic の 2 色同時撮像 2010

43 Kiso/Kyoto Wide-field Survey (KWS) 105mm lens + ST-8XME による広視野サーベイ最初は50mm lens + ST-7Eでスタート明るい (Vmag<11) 新星等の突発天体変光星がターゲット 1 視野 5 度 7.5 度 1 晩で10000 平方度をサーベイ 2010 年 12 月から現在までに約 2.2 億件のデータを取得 2013 年 5 月からは V と Ic の 2 色同時撮像 2010 年 12 月年 3 月 2012 年 3 月年 4 月 2013 年 5 月 -

44 Kiso/Kyoto Wide-field Survey (KWS) 昨年 12 月に木曽にシステム一式を移設京都に設置していた時と比べて 1 等程度暗い天体までサーベイできるようになった 5 等 ~11 等の天体で測定値の標準偏差 <0.05 等測定値の標準偏差 vs. V 京都測定値の標準偏差 vs. V 木曽

45 観測領域 Decl. -33 ~+66 子午線付近をサーベイ視野によってはすでに 100 夜近くの観測がある領域もある

46 Outburst of V817 Cas 2012 年 11 月 24 日のデータから増光を検出 12 月上旬の観測では暗くなったが下旬に再増光その後も増光を繰り返す

47 Spectroscopy 西はりま天文台 2m なゆた望遠鏡 +MALLS ( 中分散分光器 ) での分光観測を実施 (R~8000) 西はりま天文台の本田さんに依頼 2012 年 12 月 18 日 ~2013 年 3 月 4 日までに 10 夜

48 NAYUTA & MALLS

49 Periodic light variation 増光中のデータのみを使って周期解析周期日増光中の光度変化 : ほぼサインカーブ?

50 Hα emission line ダブルピークの line profile Peak separation ~ 5A 光度変化に伴って line の強度 (continuum に対する比率 ) が変化 V/R( ダブルピークの短波長側と長波長側の比 ) にも変動?

51 E.W. of Hα emission line 光度変化と同じ周期 P=23.7d 光度変化と E.W. は逆相関明るいときに emission が弱く暗いときに emission が強くなる全体的には E.W. は増加傾向 Disk 成分が成長?

52 V/R ratio V: ダブルピークの短波長側 (violet) の強さ R: ダブルピークの長波長側 (red) の強さ Keplerian disk なら V/R=1 V/R の変化星周円盤の変形

53 V/R ratio: V725 Tau (Be + NS binary) Moritani et al. (2013) Emission line の形状に大きな変動星周円盤の変形

54 V/R ratio BJD 付近でR 側が強くなった BJD 付近でV 側が強くなったそれ以外は大きな変動はなかった光度変化とV/R 変動の相関はみられなかった

55 X-ray (MAXI) Outburst 前後で V817 Cas の領域からの有意な X 線の変動は無し他のカタログにも X 線天体はない高密度天体との連星ではないことを示唆 outburst

56 まとめ Be 星 V817 Cas のアウトバーストを検出静穏時よりも 0.3 等増光増光中に周期的な変光周期 24 日振幅 0.2 等分光観測から Hα 線の E.W. も 24 日周期で変動光度変化と E.W. の変化は逆相関光度変化は continuum 成分の変動増光期間中に E.W. は増加傾向周期的な変動に伴って disk が成長した?? V/R ratio の変動はあったが 24 日の変光周期との相関はなし X 線でのアウトバーストなどは観測されず V725 Tau のような N.S. + Be binary ではないことを示唆

2010_VSOLJ_Iak

2010_VSOLJ_Iak デジタル一眼一眼レフカメラによるレフカメラによる測光観測測光観測の検証今村和義 ( 岡山県岡山市 ) E-mail: imako@pc.1.cx 1. はじめに近年デジタル一眼レフカメラ (Digital Single-Lens Reflex camera; DSLR) の普及と低価格化に伴いデジカメを測光観測や新天体サーベイなどに用いる観測者が増えつつある今日における変光星の観測手法は