卒業論文 CCD 測光観測による 散開星団に存在する連星系の検出 2014 年 3 月 25 日提出 岡山理科大学総合情報学部生物地球システム学科田邉研究室 I10G012 大保優香

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1 卒業論文 CCD 測光観測による 散開星団に存在する連星系の検出 2014 年 3 月 25 日提出 岡山理科大学総合情報学部生物地球システム学科田邉研究室 I10G012 大保優香

2 Abstract 我々は若い散開星団中にある連星系を検出するため冷却 CCD カメラによる多色 (V, Rc) 測光を行った. これは Johnson(1952) が光電測光で行った観測の CCD 版である. ターゲットは Johnson の行った Praesepe の他に NGC2194, NGC1245, NGC2141 である. HR 図を作成した結果 Praesepe の他に NGC2194 に連星系の候補天体が検出されたが, 他の 2 つの散開星団中の連星系の検出は困難であった. 目次

3 1 序論 理論 観測装置と方法 観測場所 観測装置 データ処理ソフト 観測方法 観測 目的天体について 観測 データ処理と解析 測光データの一次処理 測光 結果 結論と今後の課題 結論 今後の課題 謝辞 参考文献 Appendix 1 観測候補散開星団リスト Appendix 2 測光データ Appendix 3 Makalii による測光 序論

4 宇宙にある恒星の半数またはそれ以上が, 互いに共通の重心のまわりを回っている連星系を形成していると考えられている.1971 年にバン デ カンプが太陽からの距離が 17 光年以内にあるすべての恒星を調べたところ, 太陽を含む総数 45 星のうち, 単独星 32 星, 連星は 11 星, 三重連星は 2 星であった. これより, 連星の割合は 29%( 不可視伴星を持つものもいれると 42%) となるが, 伴星もひとつの恒星とみなしてすべての恒星を数えると, 総数 60 星のうち 47% が連星系を形成していることになる.1957 年と 1970 年のヤシェックらの研究によると, 巨星の中の連星の割合については, かなり低くて約 30% という結果が出ている. 主系列星に比べて割合が低い理由として, 連星が近接連星の場合, お互いの影響のために巨星に進化できないこと, 巨星が明るいために暗い伴星が観測されづらいことが考えられている. 恒星は星団として同時に誕生することから, 星団の中でも特に Pleiades や Praesepe などのような散開星団中に多数の連星系があるはずだと考えられる. 散開星団とは,100~1000 個の恒星が集まった誕生後数億年の比較的若い星団である. それらは天の川に沿って銀河面からの平均の高さが 70pc 程度のところに集中して分布している. また年齢が 2000 万年より若いものは太陽近傍の 3 本の渦状腕 ( ペルセウス腕, オリオン腕, いて腕 ) に集中し,2000 万年以上のものは分布に偏りが見られない. これは渦状腕付近で誕生した散開星団が時間の経過とともに周囲に拡散したためと考えられている 年, 有名な天文学者 Harold. L. Johnson は, 光電測光器に彼が発明したいわゆるジョンソン システムの U, B, V フィルターを取り付けて散開星団 Praesepe(M44) の多色測光を行った. そしてその結果から HR 図を作成した.HR 図とは, 縦軸に見かけの等級, 横軸に色指数または表面温度を取ったもので, 散開星団では図の左上から右下にかけて分布する形をとる. これを主系列という.Johnson が行った測光は光電子増倍器を使用した光電測光であるため, 非常に精度の高い HR 図 ( 色 - 等級図 ) となり, 主系列のすぐ上の約 1 等明るい所に数十個の星から成る線を見つけた. 主系列と副次的な系列の等級差を見ると約 1 等程であるため, この副次的な系列が連星系ではないかと考えられる. Johnson の観測は,Praesepe の 133 個の星を 1 個ずつ測光し, 等級値と色指数を求める, という大変な作業であった. 今日我々は, 冷却 CCD により,Johnson が行ったよりもずっと容易に星団の測光を行うことができる. ただし,CCD 測光では B バンドは感度が小さいため, 我々は V バンドと R バンドにより測光を行った. 本論文では,NGC2141,NGC2194,NGC1245, そして Johnson との比較のための M44 を目的天体とし, 冷却 CCD を用いて測光観測を行う. 観測で得られたデータから HR 図を作成し, 連星系を検出することを目的とする. 以下,2. 理論,3. 観測装置と方法,4. 観測,5. データ処理と解析,6. 観測結果,7. 結論と今後の課題の順序で述べる. 2. 理論 - 1

5 HR 図上で連星系の存在を示唆する副次的な曲線と主系列との等級差に関する理論を述 べる. まず, 恒星の明るさ l と等級 m の間には次のポグソンの公式が成り立つ. = 等級と明るさの間には等比数列の関係があり,1 等星は 6 等星の 100 倍の明るさを持つ. このことから,1 等級明るくなるごとに明るさは約 2.5 倍になっていく ( である ことが示される ). 連星である 2 つの星が分離できないくらいに接近していること,2 つの 星が同じくらいの明るさであることの 2 点を仮定とし, 等級差の定義を表したポグソンの 公式を利用して, 連星の合成した等級 m を求める. 2 つの星の明るさをそれぞれ,, 等級を, とすると, 仮定より = = となる. 合成した明るさを l, そのときの合成された等級値を m とする. = となり, 仮定より = となる. 以上をポグソンの公式に代入すると, = 以上より, 合成した等級 m は, 単独の星より約 0.75 等明るいはずであると求めた. 本研究では, この約 1 等明るい星を探すことを目的とする 観測装置と方法

6 3.1 観測場所岡山県岡山市理大町 1-1 岡山理科大学 21 号館屋上岡山理科大学天文台 (Figure 3.1) 東経 北緯 Figure 3.1 岡山理科大学天文台 3.2 観測装置 本研究で使用した観測機器は, 以下の通りである. 赤道儀 :SXD2(Vixen) 望遠鏡 :C9(Celestron) 形式シュミットカセグレン式口径 235mm 焦点距離 1480mm CCD カメラ :ST-9XE(SBIG) フィルター :V,Rc フィルター Figure 3.2 望遠鏡, 赤道儀 CCD 制御ソフト :CCDOPS ver.5 天体導入ソフト :Stella Navigator ver.9(astroarts) コントローラー :STARBOOK TEN(Vixen) 3.3 データ処理ソフトすばる画像処理ソフト Makalii Microsoft Office Excel 観測方法 Figure 3.3 冷却 CCD+ フィルターホイール

7 3.4.1 準備 1Sky Catalogue vol.2 より, 散開星団のカタログを作成する. Sky Catalogue の Open Clusters の項から, いくつかの条件を設定し, 観測する散開星団のカタログを作成する. 条件として, まず日本 ( 岡山理科大学天文台 ) から観測できる赤径赤緯であることが必要である. そして, 星団が明る過ぎず暗過ぎない明るさ, ある程度の星数, ある程度の広がりが必要である. さらに, 今回観測に使用した CCD で一度に撮像できる範囲が 15 程であることを踏まえ, 条件は以下の 4 点とした. ⅰ) 赤径赤緯 :-55 より大きいこと ⅱ) 等級 :9.0 等より小さいこと ⅲ) 視直径 :9 より大きく 20 より小さいこと ⅳ) 星数 :medium~rich(50~100 個 ) であること 本研究では 条件に当てはまる散開星団 41 個 ( Appendix 1) より 3 つを選び 観測を行った 2Finding chart を作成する. 目的天体の位置を確認するための星図である Finding chart を DSS(The STScI Digitized Sky Survey) を用いて作成する. このとき, 画像を白黒反転させると天体が見やすくなる. 本研究では, 目的天体を中心に 分角,60 60 分角の範囲を示した Finding chart を使用した. 3CCD の冷却を行う. 観測の数時間前から CCD の冷却を行う.CCD カメラによる観測では, 天体のスカイバックグラウンドや機器によるダークノイズが画像に現れる. このダークノイズは CCD チップを冷却することにより, 出現を軽減することができる. このとき, 観測直前に急激に冷却を行うと,CCD チップに霜が付着してしまう. そのため観測の数時間前から冷却を開始し, 徐々に温度を下げ, 安定したところで観測を開始する 天体の導入 - 4 -

8 望遠鏡と STARBOOK TEN を接続させ, 水平設定を行い, 星図モードを表示させる. 次に Stella Navigator を赤道儀に接続させ,7F 制御室のパソコンから遠隔操作を行う. このとき PC の時刻がずれていると, 望遠鏡の誤作動を引き起こす可能性があるため, インターネット時刻と同期させておく. (1) 恒星の導入目的天体を 1 回で CCD の視野に導入することはできないため, いったん目的天体付近の明るい恒星を導入し, 赤道儀の位置設定を行う. この工程を行うことにより, 追尾の精度が良くなる. 目的天体の赤径, 赤緯を確認し, その付近の明るい恒星を導入する. 導入した天体が CCD の視野の中央に位置するように, ファインダーを用いて調節を行う. 今回使用した望遠鏡のファインダーには, 横にビデオカメラが取り付けられているため,7F 制御室のモニターを見ながら望遠鏡コントローラーを用いて微調節を行うことができる. 恒星が CCD の視野の中央に位置したところで同期を行う. (2) 目的天体の導入 Stella Navigator に目的天体の赤径, 赤緯を入力し,CCDOPS の画像を見ながら位置の微調整を行う. 目的天体が CCD の視野の中央に位置したところで同期を行う 観測天体の撮像 CCD の冷却が安定したところで観測天体の撮像を開始する. 目的天体を CCD の視野へ導入した後,V,Rc それぞれのフィルターで撮像を行う. 本研究では, 露出時間を目的天体のカウント値が最大で 30,000~40,000 となるように調節し, 各フィルターで 30 枚ずつ撮像した. このとき,CCDOPS の連続測光モード auto grab を使用し, 指定した枚数を同じ露出時間で連続的に撮像を行った ダークフレームの撮像 - 5 -

9 CCD の冷却で除去し切れなかったダークノイズを取り除くためのダークフレームを撮像する. このダークフレームを観測データからひくことでダークノイズを除去することができる. CCD のシャッターを閉じた状態で撮像することで, ノイズ成分のみを撮像することができる. このとき CCD の冷却温度は観測時と同じにし, 露出時間は観測を行った時間と同じものを各 10 枚撮像する フラットフィールドの撮像 CCD の感度ムラを補正するためのフラットフィールドを撮像する. 薄明時に望遠鏡を天頂に向けた状態で, 鏡筒にデフューザーを置き, 測光観測で使用した V,R フィルターでそれぞれ 10 枚ずつ撮像した. このフラットフィールドのフレーム自体にもダークノイズが含まれるため, CCDOPS の撮影モードで dark also を使用して, 同時にダークフレームの引き算を行った. 露出時間は, カウント値が 30,000~35,000 となるように調節した. 4. 観測 - 6 -

10 4.1 目的天体について (1)M44:Praesepe(Cnc) 赤径 8h40m22.20s 赤緯 視直径 95.0 等級 3.1mag Figure 4.1 M44 の Finding chart 60 60, DSS より (2)NGC2194(Ori) 赤径 6h13m45.91s 赤緯 視直径 10.0 等級 8.5mag Figure 4.2 M 年 1 月 22 日撮像, Rc フィルター使用 Figure 4.3 NGC2194 の Finding chart 60 60,DSS より Figure 4.4 NGC 年 1 月 23 日撮像, Rc フィルター使用 (3)NGC1245(Per)

11 赤径 3h14m41.46s 赤緯 視直径 10.0 等級 8.4mag Figure 4.5 NGC1245 の Finding chart 60 60,DSS より Figure 4.6 NGC 年 1 月 27 日撮像, Rc フィルター使用 (4)NGC2141(Ori) 赤径 6h2m55.06s 赤緯 視直径 10.0 等級 9.4mag Figure 4.7 NGC2141 の Finding chart 60 60,DSS より Figure 4.8 NGC 年 1 月 23 日撮像, Rc フィルター使用 4.2 観測 - 8 -

12 観測は以下の日程 (JST) で行った. (1)M 年 1 月 22 日 (2)NGC 年 1 月 23 日 (3)NGC 年 1 月 27 日 (4)NGC 年 1 月 23 日 M44 の撮像について M44 は視直径が と大きく,CCD の視野 ( 約 ) では一度に撮像することができないため, 星団の中心を基準に 8 分割して撮像した (Figure 4.9). NGC2194,NGC1245,NGC2141 については,CCD の視野内に入りきる大きさであるため, 分割せず一度に撮像した. M44_05 M44_02 M44_03 M44_06 M44_01 M44_04 M44_07 M44_08 Figure 4.9 M44 の分割方法 観測データ - 9 -

13 本研究で観測を行った 4 つの星団の, 各観測データ数と各フィルターにおける露出 時間, 観測データの一部を示す. Table 4.1 M44 各領域のデータ数 領域 M44_01 M44_02 M44_03 M44_04 M44_05 M44_06 M44_07 M44_08 星数 ( 個 ) 露出時間 Rcフィルター (s) Vフィルター 枚数 ( 枚 ) Rcフィルター Vフィルター Table 4.2 NGC2194,NGC1245,NGC2141 のデータ数 星団 NGC2194 NGC1245 NGC2141 星数 露出時間 Rcフィルター (s) Vフィルター 枚数 ( 枚 ) Rcフィルター Vフィルター ここでは,M44 の M44_01 領域における V フィルターで撮像した画像の器械等級,

14 Rc フィルターで撮像した画像の器械等級,V-Rc の値を示す.M44 のこの他の領域並 びに NGC2194,NGC1245,NGC2141 の測光データは Appendix 2 にて示す. Table 4.3 M44_01 の器械等級と V-Rc M44_01_V M44_01_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc データ処理と解析

15 5.1 測光データの一次処理 画像の一次処理には, すばる画像処理ソフト Makalii を使用した.Makalii による詳 細な手順は Appendix 3 に示す. 一次処理には以下の 3 種類のデータを使用する. (1) ダークフレーム CCD の観測データに含まれるダークノイズを除去するためにこのダークフレームを用いる.CCD の観測データからダークフレームを引くことで, ダークフレームを除去することができる. また, フラットフィールドにもダークノイズが含まれるため, フラットフィールドと観測データのそれぞれと同じ露出時間のダークフレームを用意する必要がある. Figure 5.1 ダークフレーム (2) フラットフレーム CCD の観測データの感度ムラを補正するためにこのフラットフレームを用いる. 観測データをフラットフィールドで割ることで, 感度ムラを補正することができる. ただしフラットフレームには, 目的天体のデータ同様, ダークノイズが含まれる. そのため, 先にダークノイズの除去を行ったものを用いる. Figure 5.2 フラットフレーム (3) 目的天体の CCD 画像 ( 生画像 )

16 測光を行う前に, 測光を行う全ての生画像に対し,(1)(2) のダークフレーム とフラットフレームを使用し, 一次処理を行う. このとき, 露出時間や撮像範囲が 異ならないよう注意する. Figure 5.3 目的天体の CCD 画像 ( 生画像 ) 5.2 測光測光には, 一次処理と同じく, すばる画像処理ソフト Makalii を使用した.Makalii による詳細な処理の手順は Appendix に示す. 測光手法は,aperture photometry( 開口測光 ) による差測光である.aperture photometry( 開口測光 ) とは, 目的天体に対して aperture を設定し, 指定した半径内のカウント値を積算してからバックグラウンドを減算する測光方法である.aperture のいちばん内側の円を恒星径といい, この中に目的天体の光が全て入るように位置を合わせる. その外側の 2 つの円は, 内側から SKY 内径と SKY 幅を示す.aperture を合わせる時は, 恒星径の値より SKY 内径の値が大きくなるように設定する. また, 恒星系と SKY 内径の枠の中に他の恒星が入らないよう注意する. Figure 5.4 aperture について 6. 結果

17 以下に観測で得られた画像と, 測光観測から作成した HR 図を星団ごとに示す. (1)M44:Praesepe(Cnc) 8 つの領域ごとに画像処理と測光観測を行い, それぞれ HR 図を作成した.M44_01 (Figure 6.2), M44_03(Figure 6.6), M44_04(Figure 6.8) 領域において, 主系列とみられる曲線が HR 図中央付近に得られた. 副次的な曲線は見られなかったが,M44_03(Figure 6.6), M44_04(Figure 6.8) では主系列に沿って約 1 等明るい位置にいくつか星が確認できた. V M44_ V-R Figure 6.1 M44_01 領域 露出時間 0.5s R フィルター Figure 6.2 M44_01 領域 HR 図 V M44_ V-R Figure 6.3 M44_02 領域 露出時間 0.5s R フィルター Figure 6.3 M44_02 領域 HR 図

18 V M44_ V-R Figure 6.5 M44_03 領域 露出時間 0.5s R フィルター Figure 6.6 M44_03 領域 HR 図 V M44_ V-R Figure 6.7 M44_04 領域 露出時間 0.5s R フィルター Figure 6.8 M44_04 領域 HR 図 - 15

19 V M44_ E V-R Figure 6.9 M44_05 領域 露出時間 1.0s R フィルター Figure 6.10 M44_05 領域 HR 図 V M44_ V-R Figure 6.11 M44_06 領域 露出時間 1.0s R フィルター Figure 6.12 M44_06 領域 HR 図 - 16

20 V M44_ V-R Figure 6.13 M44_07 領域 露出時間 2.0s R フィルター Figure 6.14 M44_07 領域 HR 図 V M44_ V-R Figure 6.15 M44_08 領域 露出時間 1.0s R フィルター Figure 6.16 M44_08 領域 HR 図 - 17

21 (2)NGC2194(Ori) HR 図の中央付近に, 主系列, 主系列より約 1 等明るい曲線が得られた. -13 NGC V V-R Figure 6.17 NGC2194 露出時間 3.0s R フィルター Figure 6.18 NGC2194 HR 図 (3)NGC1245(Per) NGC1245 の HR 図は, ばらつきが大きく, 主系列と主系列に沿った副次的な曲線 を見つけることはできなかった. V NGC V-Rc Figure 6.19 NGC1245 露出時間 2.0s R フィルター Figure 6.20 NGC1245 HR 図 - 18

22 (4)NGC2141(Ori) NGC2141 の HR 図も, ばらつきが大きく, 主系列と主系列に沿った副次的な曲線を見つけることはできなかった. これは, 星団の手前と背後にある星団外の星が混ざってしまい, 測光精度が落ちてしまったためではないかと推測する. V NGC V-Rc Figure 6.21 NGC2141 露出時間 4.0s R フィルター Figure 6.22 NGC2141 HR 図

23 7. 結論と今後の課題 7.1 結論 (1)M44 では 副次的な曲線は得られなかったものの 連星の候補天体を見つけることができた (2)NGC2194 では 主系列と連星系を含む可能性のある主系列に沿った副次的な曲線が見られ 連星の候補天体を含む曲線を見つけることができた (3)NGC1245,NGC2141 においては HR 図のばらつきが大きく 副次的な曲線は見られず 連星の候補天体を検出することはできなかった 7.2 今後の課題 (1) 測光精度について観測のときに撮像時間を長くすることや 測光を行うときに重ね合わせる画像の枚数を増やすことで 測光精度を上げる必要がある (2) 他の散開星団の観測今回観測を行った散開星団と同じようなさらに多くの散開星団に対し 同じような観測を行い 連星系の検出を目指したい (3) 検出した連星系の調査今回 M44 と NGC2194 において検出した連星系の可能性のある天体について 本当に連星であるか 1つ1つ測光観測を行い 明るさが変化するか調べる必要がある - 20

24 謝辞田邉健茲先生には 年次の講義や実習から 4 年次の卒業研究まで 天文学や物理学をはじめとする様々な分野に渡って 丁寧にご指導して頂き 大変感謝しております 私情により研究の進度が遅れたにも関わらず 体調を気遣って頂いたり 研究方法について助言を頂いたりして こうして論文を完成させることができたのも田邉先生の暖かいご指導のおかげだと感じております また 田邉研究室修士課程の小木美奈子さんには ご心配とご迷惑ばかりお掛けしていましたが 観測やデータ処理の指導をしてくださったり 質問に答えていただいたり 時には方法を一緒に考えていただくなど 暖かいご指導をして頂きました お忙しい時や 遅い時間であっても 丁寧にわかりやすく説明していただき 大変感謝しています ありがとうございました 私は 1 年次から田邉研究室配属を希望しておりましたが 思っていた以上のことを学ぶことができた 1 年間でした 研究室に入り 3 年次までの講義や実習だけでは経験できなかった経験や知識を多く得ることができ 自分が学びたい学問を勉強することができて 田邉研究室に入って本当に良かったと実感しております 充実した 1 年間を過ごすことができ またこの卒業論文完成に至ったのは 田邉健茲先生をはじめとした皆様方のおかげだと思います 心より御礼申し上げます

25 参考文献小平桂一編, 恒星の世界, ( 恒星社, 1980), pp.12, 17, 宮本昌典編, 銀河系, ( 恒星社, 1980), pp 田中佐和, 卒業論文散開星団 NGC2395 の CCD 測光による色 - 等級図の作成, ( 岡山理科大学 田邉研究室, 2003) 能勢樹葉, 卒業論文青い超巨星 P Cyg( はくちょう座 P 星 ) の分光ならびに測光観測 ( 岡山理科大学 田邉研究室, 2009) 小木美奈子, 卒業論文 W Ser 型食連星はくちょう座 V367 星の測光ならびに分光観測 ( 岡山理科大学 田邉研究室, 2011) 国立天文台編, 理科年表 2013 A.Unsold, B.Baschek, THE NEW COSMOS, (Springer, 2001), pp H.Karttunen, P.Kroger, H.Oja, M.Poutanen, K.J.Donner, Fundamental Astronomy, (Springer, 2003), pp J.Binney, M.Merrifield, GALACTIC ASTRONOMY, (Princeton, 1998), pp Jess K.Gilmour, THE PRACTICAL ASTRONOMER S DEEP-SKY COMPANION, (Springer, 2003) E.Martin, Searching for Binary Stars in the Open Star Cluster Berkley 39, (San Diego State University, 2012)

26 Appendix 1 Table 1 観測候補散開星団リスト Name h m Dec min Const Diam d(pc) Concentration R in b Richness nebulosity N* Mag Brightest Spec NGC Cep II 2 r F2 NGC Per III 1 r B9 Tombaugh Cam III 2 m NGC Tau III 1 m A0 NGC Aur II 2 m n King Aur 14 III 3 r 15p Berk Aur 12 IV 3 m 40 15p NGC Ori 11 II 3 m n p 10p Basel 11B Ori II 2 m * NGC Ori II 3 r NGC Ori III 1 r * NGC CMa III 3 m NGC Mon IV 3 m B4 NGC Mon III 3 m n B9 NGC CMa I 3 m A2 Haffner CMa 11 III 2 m 40 13p NGC CMa II 2 m B8 Mel Pup II 2 m A0 Ru CMa 10 III 2 m Ru Pup 11 III 1 m 11p NGC Pup I 2 m NGC Pup IV 2 m B5 Ru Pup 18 II 2 m 30 12p NGC Gem I 2 r F Ru Pup 15 IV 3 m 30 12p NGC Pup III 1 m NGC Pup III 2 m B8 NGC Pyx 11 III 2 m p 11p NGC Pyx 12 II 2 m p 12p F8 NGC Ara III 2 m NGC Ara II 1 m NGC Sco III 2 m F8 NGC Sco 12 III 2 m 8 11p NGC Sgr III 2 m NGC Sgr 10 III 1 m p 12p B9 NGC Sct III 2 m B3 NGC Sct I 1 m B5 NGC Aql III 2 m B5 NGC Aql IV 2 m B2 NGC Lyr II 3 r F2 NGC Cas II 1 r B9-23 -

27 Appendix 2 Table 2 M44_02 の器械等級と V-Rc M44_02_V M44_02_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc Table 3 M44_03 の器械等級と V-Rc M44_03_V M44_03_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

28 Table 4 M44_04 の器械等級と V-Rc M44_04_V M44_04_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

29 Table 5 M44_05 の器械等級と V-Rc M44_05_V M44_05_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

30 Table 6 M44_06 の器械等級と V-Rc M44_06_V M44_06_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc Table 7 M44_07 の器械等級と V-Rc M44_07_V M44_07_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

31 Table 8 M44_08 の器械等級と V-Rc M44_08_V M44_08_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

32 Table 9 NGC2194 の器械等級と V-Rc NGC2194_V NGC2194_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

33 Table 10 NGC1245 の器械等級と V-Rc NGC1245_V NGC1245_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

34 Table 11 NGC2141 の器械等級と V-Rc NGC2141_V NGC2141_Rc 器械等級 器械等級 V-Rc

35 Appendix 3 Makalii による測光 Ⅰ.Makalii による画像の composite( 合成 ) すばる望遠鏡画像解析ソフト Makalii のアイコンをクリックし 立ち上げる 1. ダークフレーム ( ダーク画像 ) の作成 生画像には熱雑音 ( ノイズ ) が含まれているので 1 次処理で生画像からそれを引くためのマスターダークフレーム ( マスターダーク画像 ) を作成する ここで生画像とは 目的天体が写っている CCD 画像のことを指す 1 マスターダークフレームを作成するための画像を選択し 開く 開くからダーク画像 10 枚全てを選択する (1 枚目を選択し Shift キーを押しながら 10 枚目の画像を選択すると 一気に 10 枚分選択できる ) ファイルの種類は FITS ファイルを選択し 開く (O) をクリックする ( 図 1.1) ただし 生画像と同じ露出時間のものを選択し 開く 図 1.1 ファイル選択 図 1.2 開いた画像 10 枚

36 2 開いた 10 枚のダーク画像を重ね合わせ 中央値をとる 画像演算 (P) からバッチ [ 加算平均と中央値 ](B) をクリックする ( 図 1.3) 図 1.3 ダーク画像の合成 バッチ [ 加算平均と中央値 ] というウィンドウが表示される ( 図 1.4) 対象ファイルが正しいこと 位置合わせにチェックが付いていないことを確認 ( 対象ファイルの削除や追加は リストから削除 (D) やリストに追加 (A) から行うことができる ) 合成先は新規画像にチェックを入れ 合成方法は 中央値を選択し OK をクリックする かけ離れたデータがあった場合 平均をとってしまうと影響がでるため ここでは中央値をとる 図 1.4 対象ファイルの確認

37 3 合成画像に名前を付ける バッチ コンポジット というウィンドウが表示される ( 図 1.5) 合成画像の名前を入力し( 例えば MD15s( MD:Master Dark 15s:15 秒露出の略 ) など ) OK をクリックすると 演算が開始される 図 1.5 名前の入力 4 合成画像を保存する 演算が終了し 合成画像が表示されたら ファイル から名前を付けて保存をクリックする ( 図 1.6) 図 1.6 合成したダーク画像 FITS 保存設定 というウィンドウが表示される ので データ形式は実数 ビット数は 32 ビットに チェックを入れる ( 図 1.7) 図 1.7 FITS 保存設定

38 2. フラットフレーム ( フラット画像 ) の作成 1 次処理で生画像から割るマスターフラットフレーム ( マスターフラット画像 ) を作成する 手順は 手順 1のダーク画像作成の1~4と同様である ただし 手順 2においてバッチ [ 加算平均と中央値 ] の合成方法は 加算平均を選択する ( 図 2.1) フラット画像では かけ離れたデータが含まれる可能性が少ないため 加算平均で中央値をとる 図 2.1 対象ファイルの確認 3. 目的天体の1 次処理目的天体の1 次処理 すなわちダーク補正およびフラット補正を行う 多色測光の解析の場合は フィルターごとに目的天体の露出時間とフィルターの種類に対応したダーク補正およびフラット補正を行う ここで ダーク補正およびフラット補正とは 目的天体の生画像に対して手順 1 2 で作成した マスターダークフレームによる引き算とマスターフラットフレームによる割り算を指す 1 開くをクリックして目的天体の画像を全て開き データ 1 次処理 (A) のバッチ [ 共通 バイアス ダーク フラット ](1) をクリックする ( 図 3.1) 図 3.1 目的天体のダーク フラット補正 (1)

39 a b d c e 図 3.2 目的天体のダーク フラット補正 (2) 2 バッチ[ 共通バイアス ダーク フラット ] というウィンドウが表示される( 図 3.2) (a) まず 各フレームへのバイアス補正 (B) のチェックをはずす (b) 次に ダーク補正 (K) にチェックを入れ 参照 (E) から手順 1で作成したマスターダークフレームのファイルを選択する (c) フラット補正 (F) にチェックを入れ 参照 (N) から手順 2で作成したマスターフラットフレームのファイルを選択する (d) 処理後 (T) の下の別のフォルダに保存にチェックを入れ 参照 (O) から保存したいフォルダを選択する 上の例のように Rc フィルターで撮った画像に1 次処理を行った場合 もとの Rc 画像を保存したフォルダの中に 新しいフォルダを作成する ( 例えば MD_MF( MD:Master Dark MF:Master Flat の略 ) などと名前をつける ) そこに1 次処理後の Rc 画像を保存すると 1 次処理前の画像と区別がつけやすい ( ここで ファイル名に文字を追加する (I) にチェックを入れ ファイル名の最初に追加したい文字 ( 例えば MD_MF_ など ) を入れておくと 保存する画像全てのファイル名の最初に入れたい文字を入れて保存することができる ) (e) (a)~(d) までの確認と設定を行った後 OK をクリックすると 1 次処理が開始する

40 3 以上で全ての目的天体の画像の1 次処理が完了する 画像を消そうとすると 生画像の変更を保存するか聞くウィンドウが出てくるが 補正をした画像は既に2の (d) において別名で保存されているので いいえ (N) を選択する ( 図 3.3) ここで保存しようとしている画像は1 次処理をした画像であり もとの生画像は残しておきたいので変更 ( 上書き保存 ) を行わないようにする 図 3.3 画像の保存の変更 4. 画像の合成 1 開くをクリックし 1 次処理を行った目的天体の画像を1 枚開く 2 画像演算 (P) の加算 (A) をクリックする ( 図 4.1) 3 加算 というウィンドウが表示される( 図 4.2) (a) 画像ファイルにチェックを入れ 参照から合成する2 枚目の画像を選択し 開くをクリックする (b) 画像を見ながら 加算ウィンドウにある位置合わせの移動の上下左右の矢印をクリックし 画像の重なりのずれを調整する (c) OK をクリックすると 1 枚目の画像の上に2 枚目の画像が表示される a b 図 4.1 画像演算 c 図 4.2 加算 4 自動調整をクリックする 5 2~4の手順を繰り返すことにより 全ての画像を合成することができる 最後にファイルから名前を付けて保存をクリックして画像を保存する ( 例えば M67_Rc_15s_SUM などと名前を付ける ) FITS 保存設定 というウィンドウが表示されるので データ形式は実数 ビット数は 32 ビットにチェックを入れる これで画像の合成と保存を完了する 使えない画像は合成からはずす

41 Ⅱ. 測光 1. 開口測光 (Aperture Photometry) (1)1 個の星の測光ここでは 1 個の星を選び Makalii の開口測光の機能を用いて測光する手順を示す 1 すばる画像処理ソフト Makalii を立ち上げる 2 開くをクリックし Ⅰの手順 4で作成した1 次処理を行った目的天体の画像を開く 3 測光をクリックし 測光モードの選択を行うウィンドウが表示されるので 開口測光 (s) を選択する ( 図 1.1) ここでは 開口測光を行い 矩形測光は行わない 図 1.1 測光モードの選択 4 開口測光 というウィンドウが表示される ( 図 1.2) 測定半径を自動にする場合 測定半径が自動になっていることを確認し (a) に進む 測定半径を半自動にする場合測定半径は 半自動を選択し 重心を探すにチェックを入れ (a) に進む 半径設定のデフォルトの値は 恒星径 5ピクセル SKY 内径 10 ピクセル SKY 幅 2ピクセル 重心検索 3ピクセルとなっている 半自動にすることで 半径設定の値を変えられるようになる 恒星径 : 目的天体の明るさを求めるための半径 ( 外径 ) SKY 内径 : 恒星径の内部と同じ面積を持つ星を含まない開口の明るさを求めるための半径 図 1.2 開口測光

42 (a) 画像上にポインターを持ってくると 緑色の枠 ( アパーチャー ) が現れる 画像上の目的天体にアパーチャーを合わせてクリックすると 開口測光のウィンドウに測光結果が表示される ( 図 1.3) 図 1.3 測光結果 アパーチャーを合わせる際の注意点 図 1.4 はアパーチャー内の恒星径 SKY 内径 SKY 幅を指す部分を示している 図 1.4 アパーチャーについて ( 色反転したもの ) 恒星径と SKY 内径の枠の中に別の恒星が入 らないようにする 図 1.5 アパーチャーの合わせ方の例 ( 色反転したもの ) アパーチャー合わせをやり直す場合 ( アパーチャーの幅が足りない場合や 恒星径と SKY 内径の枠の中に別の恒星が入った場合など ) 開口測光のウィンドウ内の削除したい測光結果をクリックし 削除したいアパーチャーが青枠になったことを確認し 1 件削除 (D) をクリックする その後 半径設定 (R) から設定を変えると やり直すことができる (b) テキスト出力 (T) をクリックし ファイル名を付けて ( 例えば M67_Rc_15s_SUM_Aperture など ) 保存すると 測光結果をテキスト出力したものを同じフォルダに保存することができる

43 4 表計算ソフト ( ここでは Excel) を立ち上げ 左上の Office ボタンをクリックし 開く (O) を選択する ファイルの種類をすべてのファイルに変更し 3でテキスト出力し保存したファイルを選択して 開く (O) をクリックする 5 表 1.1 の Q 欄に表示されている測光結果より 器械等級 を求める 空いているセル ( ここでは S2) に =-2.5*LOG10( 測光結果のセル名 ( ここでは Q2)) と入力 し Enter キーを押すと器械等級を求めることができる 表 1.1 器械等級を求める関数 表 1.2 器械等級 器械等級について 観測により得られた見かけの等級で 本来の等級に一定数の値を足した値のこ とを指し 本来の等級とは異なるものである

44 6 測光した画像を保存する 画像の閉じるボタンをクリックすると 上書き保存の確認のウィンドウが出るので はい (Y) を選択する 次に開口測光結果を Extension に保存するかの確認のウィンドウが出るので はい (Y) を選択する Extension に保存しておくと 次に同じ画像を開くときに測定作業の内容を再現することができる 図 1.6 Extension への保存 (2) 複数の星の測光 星団の測光の場合には (1) と同様にして 1 枚の画像中の複数の星の測光を行うことも できる 1 まず 測光を行う順番に星に番号をつける 図 1.7 測光順番 ( 色反転したもの ) 2 1つの星の測光方法 3の (a) の手順で つけた番号順にアパーチャーを合わせていくと 複数の測光を行うことができる 複数の星の測光を行う場合は特に恒星径と SKY 内径の枠の中に別の恒星が入らないように注意する必要がある 図 1.8 複数の測光 ( 色反転したもの )

45 3 1 つの星の測光方法 3 の (b) 以降の手順と同様にして テキスト出力を行い 器械 等級を求めることができる 表 1.3 データ出力と器械等級