明星大学望遠鏡によるフレア星 EV Lac の観測 11s1066 毛利直明 1

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1 明星大学望遠鏡によるフレア星 EV Lac の観測 11s1066 毛利直明 1

2 目次 要旨 1 フレア星と EV Lac p4 2 観測 p6 2.1 使用機材 p6~7 2.2 観測方法 p8 3 画像解析 p 画像処理 p 光度測定 p11 4 観測結果 p12 5 考察 p18 謝辞 参考文献 p20 p20 2

3 要旨本研究ではフレア星 EV Lac のフレアの発生数と大きさについて求めることを目的とし 大学構内にある 40cm リッチー クレチアン式望遠鏡と CCD カメラを用いてフレア星の EV Lac の観測を行った その結果 2014/12/19~2014/12/24 の期間中の 4 日 2~3 時間ごとの B バンドの光度曲線を得ることができた ここから 約 9 時間中の全観測時間中 2 個のフレアを抽出しその中で大きい方のフレアのエネルギーの放出量が1 10!" J であることがわかった 3

4 1 フレア星と EV Lac 目標のフレア星 太陽で起きるフレアと同じ爆発現象によって非常に大きく増光する天体がある このような星をフレア星や閃光星と呼ぶ フレア星は変光星総合 (GCVS) カタログでは UV Cet 型星と呼ばれる フレア星はいつ起こるかはわからないので観測の周期は不規則である また フレアが起きてから暗くなるため数分から数時間と短い 太陽フレアでは太陽の明るさはほとんど変わらないが フレア星では大きく増光する 理由はフレア星はふつう太陽より光度がずっと低い星で 太陽フレアと比べてそれほど規模が大きくないフレアでも星本体の明るさをこえて増光するからである 太陽フレアは黒点の周辺など磁場が強い活動領域で起こる フレア星でも同様であるが太陽と比べてずっと大きな活動領域が存在すると考えられる 図 1.1 の EV Lac の光度曲線 2010 年 10 月 17 日 EV Lac B バンド 京都大学のフレア星 EV Lac 超低分散高速分光観測 著者野上大作, 蔵本哲也 4

5 目標星の変光星タイプ EV Lac 星 EV Lac トカゲ座等級 : V=10.09:B=11.8 スペクトル型 : M4.5V 距離 : 16.5 光年半径 : 0.41R 赤経 22:46:49.73 赤緯 +44:20:02.4 Type UV+BY Spec( スペクトル型 ) 図 1.2 フレア星 EVLac のフレア放出予想図 5

6 2 観測 2.1 使用機材 リッチー クレチアン式望遠鏡 (Ritchey-Chretien telescope) リッチークレチアン望遠鏡 ( 又はリッチークレティアン ) は RC 望遠鏡と呼ばれている天体望遠鏡である カセグレン式望遠鏡の一種で 視野が広くて明るいのが特徴である 凹面鏡 ( 放物面 ) で集めた光を凸面鏡 ( 双曲 ( そうきょく ) 面 ) で引きのばし 凹面鏡の後ろ側で観察する 筒 ( つつ ) の長さの割に焦点距離 ( しょうてんきょり ) が長くできる クラシカル ( 古典的 ) カセグレンとも呼ばれる 本研究では大学構内にあるこの型の望遠鏡で観測を行った 口径 40cm 焦点距離 2800mm 図 2.1 リッチー クレチアン式望遠鏡 冷却 CCD カメラ CCDとは Charge Coupled Device を略した名称で 日本語では 電荷結合素子 と呼ばれている 各画素に蓄えられている光量の情報を取り出す方法として 画素ごとの電荷を結合しながら一列に転送する構造のイメージセンサのことである 電荷の転送方式にはいくつかの種類があるが 冷却 CCDカメラは 基本的にフレーム転送方式と同様である しかし 現在のほとんどの機種が フルフレーム型 と呼ばれる方式である 一時的にフレーム メモリ ( マスクをかけた別のCCDなど ) に蓄積せずに直接 A/D 変換される仕組みである CCDの性能向上は近年目覚しく 解像度は写真フィルムと同等になっている 大量生産されるものは価格が安く イメージセンサとしてビデオカメラなどに多くの家電製品に使用されており 幅広く一般に普及している 最近のCCDは 非常にノイズが低い製品 6

7 が開発されている 特にデジタルカメラの冷却 CCDカメラによる一部製品では 3~5 分間の露出まではノイズがあまり目立たず 天体撮像に十分実用できるものが開発された これは 発生ノイズが極端に少ないCCDを採用しており さらに自動で補正される 優れたノイズ リダクション機能を持っているからである CCDは 冷却することにより暗電流が減る特性がある そこで考案されたのが冷却 C CDカメラである 低温になるにつれ暗電流ノイズが少なくなるので その分 長時間露出が可能となる ただし 温度を下げるだけではノイズは完全にはなくならない 今 研究で使用した CCD カメラはジョンソンフィルターが装填されており そのうち波長域が最適である B フィルターを使用した 図 2.2 冷却 CCD カメラ BITRAN BN-52E 7

8 2.2 観測方法 目標星観測用星図 目標天体は フレアが観測しやすい EV Lac と決定した 参考文献 恒星の世界 において UV Cet 型フレア星として UV Cet を含め 5 つの星の名があげられていた その候補として観測可能性を調べたものが UV Cet AD Leo Yz CMi 61 Cyg と EV Lac の5つである この 5 つをステラナビで調べた結果 UV Cet は高度が低かったので明星大学の望遠鏡による観測に適さなかった AD Leo と Yz CMi と 61cyg は 11~2 月の中で観測可能な時間が昼間の時間だったので観測が不可能であった 残る EV Lac は 観測時間が夜の時間帯で高度が高かったのでこれを観測した 次に AAVSO( アメリカ変光星観測者協会 : 変光星に興味を持つアマチュアとプロの天文学者らによる国際的な非営利団体 ) のウェブサイトから目標天体の星図を手に入れ これを基準に観測を行った 観測を行う前に その星図の中から目標天体の同視野内のできるだけ近い位置にある 変光しないまたは 変光が少ない恒星を比較星 ( 標準星 ) として 2 つ選定した 星の明るさは地上で観測する際に 地球大気層の状態の変化により画像ごとに明るさが変化することがあり得る そのため 目標星だけでは光度変化がわからないという問題が発生してしまう フレア星の明るさの変化を観測するためには その近くにある変光しない星の明るさと相対的に光度を比較する手法をとる必要がある したがって 比較星選びは厳密に行わなければならない 今回観測に使用した比較星は 図 2.3 の AAVSO にある 107 と 98 である 比較星の等級も AAVSO にて入手できる 8

9 図 2.3:AAVSO から取得した EV Lac の星図 赤矢印が目標星 黄矢印が比較星 9

10 3 画像解析 3.1 画像処理 ダークフレーム補正冷却 CCDは 光が全く当たっていない状態でも 暗電流と呼ばれる熱的に発生する電流が生じ 画素ごとにレベルが異なる電荷信号が出力され 画像には主に白点のノイズとして現れる この暗電流によるノイズを 暗電流ノイズ ( ダーク カレント ノイズ ) という 露出時間が長くなるほど たくさんのノイズが出現し 常温では 数秒間以上の露出をかけると 画像全体がノイズに埋もれてしまう よって CCD 面を冷却しなければならない そのノイズを軽減する構造を持つのが冷却 CCD である この暗電流の画像を引いてやらなくてはいけない 暗電流の画像をダークフレームという このダークフレームを得るには CCD 表面に全く光が当たらないようにし ライトフレームを撮像したときと同じ露出時間と冷却温度で撮像すればよい フラットフレーム補正本来の画像 ( ライトフレーム ) にはデジタルノイズと周辺減光やホコリの影や CCD 各ピクセルの感度のムラや CCD 表面に付着したゴミ等が存在する また 冷却 CCD で撮った画像の端は中央に対して輝度値の減少があり 画像内の光の量は使用した光学系によって均一ではないという問題がある これらのものを補正するために 均一な光源を撮像したものが必要になる これをフラットフレーム画像という そして このフラットフレーム画像でライトフレーム画像を除算する 図.3.1. フラットフレーム 10

11 3.2 光度測定 画像処理及び測光にはステライメージを使用した SKY 他の設定値は自動とし 測光値 は Excel によって検証した 図 3.2 ステライメージによる光度測定 11

12 4 観測結果 観測データをステライメージで測光し テキストデータを Excel に比較入力して比較星 2 つの等級を入力し 目標天体である EV Lac の光度を算出する その後 比較星 2つのカウント数と EV Lac 星のカウント数を使い 求めた光度の精度について B バンドのデータをグラフ化する 今回使用した比較星の等級は B バンドで 107 は 等級 98 は 等級である 等級 図 /12/19 EV Lac B バンド光度曲線 12

13 等級 図 /12/22 EV Lac B バンド光度曲線 等級 図 /12/23 EV Lac B バンド光度曲線 13

14 等級 図 /12/24 EV Lac B バンド光度曲線 フレア候補の抽出今回の観測でフレアと思われる光度曲線を観測した しかし 本当にフレアによって光度が上がったかどうかはわからないので今回フレア候補について有意性を検定するために以下の方法をとった まず EV Lac のカウント数と比較星 1のカウント数を用いて調べることにした 使用した検定法は 検定する数値の平均からのずれを標本全体の標準偏差で割った量で見る方法である まず 大気の状態変化の影響を打ち消すために EV Lac のカウント数と比較星 1のカウント数の比を使うことにした Ei を EV Lac のカウント数 Ci を比較星 1のカウント数とすると EV Lac のカウント数を比較星 1のカウント数で割った値 Xiは (i は五秒ごとに取った一連のデータの i 番目である ) Xi=Ei/Ci である そして この Xi から平均 Xm と標準偏差 σを計算し 平均からのずれの度合いをみる量 Yi を以下のように計算する Yi=(Xi Xm)/σ この量が3 以上になると カウント数の増加はデータの標準的なばらつきとは考えにくく フレアが起きていると言える この結果 図 4.5 と図 4.6 に赤丸で囲んだ2 箇所がフレアの可能性が高いと判定された 図 4.5 のものは 2014/12/22 のもので 高い有意性が示されており 十分な自信を持って 14

15 フレアであると言える 図 4.6 は 2014/12/23 のもので 有意性はあまり高いとは言えない しかし 値が上がりかけているので観測を続けていればもう少し大きなフレアを見つけることができたかもしれない Yi UT{day} 図 /12/22 EV Lac B バンドフレア候補の有意性の検定 Yi UT{day} 図 /12/23 EV Lac B バンドフレア候補の有意性の検定 有意性の高かった 2014/12/22 のフレアについて EV Lac の明るさを等級に直した光度 曲線を 図 4.7 に示した EV Lac がこのフレアの時 11.3 等近くまで明るくなったことが 見てとれる なお フレアの最後に むしろ減光しているように見える部分があるが 有 15

16 意度 Yi は 3 を超えるものではなかった また この時間帯はちょうど大気の状態が悪く 比較星 2 つの明るさも影響を受けていた これらのことからこの減光は有意なものではな いと考えられる 等級 図 UT{day} 2014/12/22 EV Lac B バンド光度曲線今回観測したフレアの中で最大のもの である このフレアの放出量を求める 今回の観測で確認されたフレアの中で最大のフレアの放出されたエネルギー量について 求める 先ほどのフレアの有意性から求めた式の一部を使って説明する まず EV Lac の カウント数を比較星 1 のカウント数で割った値 Xi を使う この Xi の平均量を Xm とすると この Xi の平均からの増加量を ΔX と表すことができる これを式で表すと となる ΔX は 2.4 という値を取る ΔX=!! (Xi Xm) そして フレアのカウント数の増加を ΔE とし C を比較星 1 のカウント数として で表される ΔE=ΔX C このままであると フレア時に EV Lac 自身の定常時のカウント数からどれくらいカウ ントが増えたのかがわからないので 比較星 1 のカウント数を EV Lac の定常時のカウン ト数におきかえることにする 比較星 1 のカウント数 C は EV Lac の定常時のカウント数 Es の α 倍であるとすると C= α Es となる このとき α は 2 である これを先ほどのフレアのカウント数の増光と比較星 1 の カウント数の式に代入すると ΔE=ΔX α Es 16

17 となる 次に フレアで放出された全エネルギー ΔU を計算する ここで Us は EV Lac が定常的の露出時間 (5 秒内 ) ごとに放出しているエネルギーとする そして ΔE: ΔU =Es:Us を仮定すると ΔU =ΔX α Us と表すことができる EV Lac の定常的な光度 ~4 10!" Js!! を考慮してΔU を計算すると (ΔX は 2.4 α は 2 である ) ΔU= s 4 10!" Js!! ~1 10!" J を得る よって今回の観測で確認された EV Lac の中で最大のフレアのエネルギー放出量は 1 10!" Jとなる 17

18 5 考察 今回観測したフレアのプロファイルと京都大学グループによるフレア観測の結果 ( 図 1.1) との比較を行った その結果 フレアの増光の大きさはどちらもほぼ 0.5 等とよく似ていた しかし 今回の明星大学の結果ではフレアの継続時間が約 90 秒であったのに対し 京都大学のものは 継続時間がおよそ 430 秒であった 明星大学の望遠鏡は大学の望遠鏡としては小さくないが 口径 1.5 m の広島大学の望遠鏡と比べるとかなり小さい また 広島大学の望遠鏡は 観測波長域 nm 波長分解能 R~20 時間分解能 1 秒という高速分光装置を持つ高性能な望遠鏡である さらに 明星大学望遠鏡は同時多波長観測ができないため 明星大学の望遠鏡では一つの波長でしか観測できなかった フレアの頻度について今回の明星大学の望遠鏡による観測では 9 時間の観測中確認されたフレアとみられるものが2 個であった これまでの観測論文によれば 47 時間当たり 31 個との記録がある 今回観測したフレア頻度は その論文の頻度と比べて少なかったが もともとばらつきがあるためそれほど矛盾していないと言えるだろう 今回観測した中で最大のフレアの放出エネルギー量はおよそ 1 10!" J であった 太陽では 10!" J 程度のフレアは平均して 10 日から数 10 日に 1 度起こる EV Lac においてこの程度のフレアが起こる頻度は 太陽よりかなり高いと推定される 今回の観測でフレア星の出しているフレアが太陽フレアと比べてそれほど変わりないエネルギーを出している点は興味深いものであった これらの観測結果は 総じて これまでの観測による結果と矛盾のないものであった 最後に今回の観測を行った感想と反省を述べる 正直なところ 今回は卒業研究ではじめて行う分野の観測だったのでかなり手こずってしまった 今回の観測は B バンドで観測を行ったが本来であるならば U バンドで観測を行うのが好ましい なぜなら EV Lac は M 型星であり赤い波長域の光が優勢であるのに対し フレアは青いほうの光が優勢であるので フレア検出には可視光中一番青い波長域の U バンドが有利だからである しかし 明星大学の冷却 CCD カメラには U バンドがなかったので次に青に近い B バンドを選んだ 今回 観測時間が不十分であり 明星大学の望遠鏡では時間分解能が高くなかったので もっと精度の高い望遠鏡で観測を行えば結果は変わっていた可能性が高い さらに EV Lac を観測したときにデータ量が多くステライメージを使った整約に時間がかかって すべてのデータを処理することができなかった もし 次回観測するなら専用のプログラムを作って観測したデータを自動的に走らせるようにすれば より正確に またより多くのデータを処理することができるだろう 18

19 今回は EV Lac 星だけの観測であったが 次回は別のフレア星を観測してフレア星の発生頻度に対する違いを見たり もっと長期にデータを取って長期的な活動を見ることもよいかもしれない 今回はデータ処理で時間がかかってしまったが もっとフレアを検出できるようにすれば 太陽や恒星ごとのフレアの違いもわかるようになり 太陽も含めた恒星のフレア現象の総合的理解をもっと高めることができるだろう 19

20 謝辞 本研究を行うにあたり 井上先生 小野寺先生 日比野先生 大変お世話になりました 一年間ありがとうございました 参考文献 誠文堂新光社天体観測の教科書変光星観測 [ 編 ] 日本変光星研究会編恒星の世界恒星社厚生閣シリーズ現代の天文学太陽日本評論社シリーズ現代の天文学恒星日本評論社平成 26 年理科年表国立天文台天体観測の教科書変光星観測日本変光星研究会基礎からわかる天文学著者半田利弘誠文堂新光社意味がわかる統計学著者石井俊全ベレ出版冷却 CCDカメラによる観測入門福島英雄