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かつかげなぐも
5 years ago
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1 2013 年度卒業論文散開星団までの距離明星大学総合理工学部総合理工学科天文学研究室 10s1-010 大枝克弥 10s1-004 阿久津貴晃 1

2 要旨星の距離を求めることは天文の基礎として興味があり本学の先輩が撮像を行い距離を求める卒業論文を出していたことを知った私たちも自分で撮影を行い距離を求めたいと思う前回の卒業論文の M38 星団までの距離はあまりいい結果がでなかったとのことで今回はそのデータの改善それに加え M34 は自分たちで撮影を行い距離を求めていく 2

3 目次はじめに... 4 第 1 章星団星団星団の種類 OB アソシエーション球状星団散開星団目標天体の散開星団について... 7 第 2 章距離の求め方原理距離を求める HR 図 UBV 測光系ポグソンの式標準星観測と処理撮像画像合成測光第 3 章観測結果 M M 第 4 章計算結果 M M 年度の生田目さんの卒論との比較他のデータとの比較... エラー! ブックマークが定義されていません第 5 章考察引用文献謝辞

4 はじめに星団は恒星の集まりであり一つの天体ではないが見かけ上一点の星に見える視野角が大きく広範囲に広がって見える星団もあるが肉眼ではその様子を確認することは難しい望遠鏡を覗き星団を眺めると数多くの星がいろんな形をして分布している様子がわかるそんな星までの距離を求めることは天文学を学ぶ上での基本である撮影した星団の恒星分布図を HR 図と比較することで距離を求めることができる 4

5 第 1 章星団 1.1 星団ほとんどの星形成領域で恒星は集団で生まれるこうして生まれた恒星が相互の重力によって集団化したものを星団と言う星団は同じ分子雲から同時期に生まれた恒星の集まりで見かけの集団の具合や星の数によって 3 種類に分けられている 1.2 星団の種類 OB アソシエーション生まれた恒星の中でスペクトル型 ( 恒星の分類法の一つでだいたい O 型星は 3 ~6 万 K B 型星は 1 万 ~3 万 K の表面温度を持つ ) が O 型星や B 型星は温度が高いので水素の消費が激しく寿命が短いこのような若い恒星は部分的に集まったり固有運動が同じだったりする星団と言うほど密集はしてはいないが起源は同じものと考えられているさそり座やはくちょう座など天の川付近に存在している球状星団数十万 ~ 数百万個程度の恒星が半径 10~50 光年に球状に密集している星団のことである望遠鏡で個々を観測するのが難しいほど中心に行くほど星の密度が急速に高くなる銀河を取り巻くハローに広く分布しているあまりに密集しているため星同士が衝突や合体をして若返りまれに青い星が存在するがほとんどは初期の銀河に形成された生誕 100 億歳を超えるような古い星々の集団と考えられている有名な球団星団はヘラクレス座 M13 やオメガ星団などがあるしかし球状星団の中にはブラックホールが見つかることもあり星団ではなく小型銀河ではないかと言われるものもある ( 図 1 参照 ) 散開星団数十 ~ 数百個ほどの星が銀河系のディスクに数十光年の範囲にわたり比較的緩やかに分布している星の年齢は球状星団と異なり数百万 ~ 数億年程度の若い星が多い星団である銀河円盤内を移動中に誕生後数億年も経つとばらばらに分解してしまう有名な星団にはおうし座のヒアデス星団やプレアデス星団 (M45) がある ( 図 2 参照 ) 5

6 図 1B.H 球状星団オメガ宇宙の小さな旅コスモスビジョン惑星テラ見聞録引用図 2 M45 星団国立天文台理科年表オフィシャルサイトより引用 6

7 1.3 目標天体体の散開開星団について M34 星座距離赤経赤緯視等級視直径直径ペルセウス座 1400 光年 2h42. 1m(J2000.0) (j2000.0) 等級光年図 3 M34 7

8 星座距離赤経赤緯視等級視直径直径 M38 ぎょしゃゃ座 4200 光年 05h28..7m(J2000.0) (j2000.0) 等級光年図 4 M38 8

9 第 2 章距離の求め方 2.1 原理距離を求める恒星までの距離を求めるには見かけの等級と絶対等級の関係より m- M = 5 log(r/10) (1.1) m: 天体の見かけの等級 M: 天体の絶対等級 r: 天体までの距離 (pc) と表すことができる見かけの等級観測した時に観測点で見える明るさのことでその明るさは距離の 2 乗に反比例するただし途中にある星間物質による光の吸収などの影響も受けているので多少暗く見えることもある絶対等級天体を 10pc(32.6 光年 ) の距離から見たときの明るさのことたとえば太陽の見かけの等級は等級なのに対して絶対等級は +4.8 等級である今回は星団の恒星が HR 図上で主系列星に位置すると考え絶対等級一般に知られている主系列星見かけの等級観測時の得られた等級を用いて距離を導いていく 9

10 2.3-2 HR 図ヘルツシュプルングラッセル図 (Hertzsprung-Russell diagram) の通称で縦軸に絶対等級横軸にスペクトル型をとった恒星分布図のことである ( 図 5 参照 ) スペクトル方は表面温度などを指し示す縦軸と横軸の指し示すものによって CM 図と言うこともある CM 図 (Color-Magnitude 図 ) とは横軸に色指数を用いた図である色指数は天体の色を表す指標であり恒星の場合はその星の表面温度の目安にもなる色指数の測光方法には特定の波長域の光のみを透過するバンドパスフィルターを用いる UBV 測光系がある図 5 HR 図 10

11 2.1-2 UBV 測光系 2 種類の異なるフィルターを用いて撮影を行いその等級の差を用いるそのため冷却 CCDカメラに内蔵されているフィルターを使って撮影する今回使うフィルターはBフィルターとVフィルターであるフィルターは各々通しやすい波長を持ちその差を使って撮影するフィルターの色領域は紫外域 :U バンドフィルター青色 :B バンドフィルター緑 ~ 黄色 :V バンドフィルターであり U B 色指数 :U バンドと B バンドの等級差 B V 色指数 :B バンドと V バンドの等級差があり各フィルターの等級をだす計算にはポグソンの式を用いるポグソンの式 1 等級と 6 等級の明るさの差を 100 倍として星の明るさを定義したもの 2 つの星の明るさの比と等級差の関係を示すのでこの式からその星自体の等級は定義できないポグソンの式は次のように表す m=n-2.5 log(im/in) (1-2) m: 目標星団の等級 Im: 目標星団内の恒星のカウント数 n: 標準星の等級 In: 標準星のカウント数ポグソンの式より V フィルターと B フィルターそれぞれの見かけの等級を求めることで B-V 色指数を求めることができる 11

12 2.1-4 標準星適当に指定した一群の恒恒星を選び等級色指数などの指指標として使使う星のことである標標準星の等等級は Aladin に示されている数値を用いた以下は今回使使用した標準準星である M38 M34 12

2.2 観測と処理星団までの距距離を求めるための手順順は 1 目標天体を撮像する 2 天体画像処処理ソフトウェア :

エクセルでポグソンの式より色指指数を求め CM 図上にプロットする 5 主系列星と比較し距離離を求めるである 2.

枚露出時間 : 4~8 秒ダークフレーム撮影枚数 : ライトフレーーム 10 枚ごとに 1 枚フラットフレーーム 5

2-22 画像合成 BフィルターーとVフィルターそれぞれの画像にダーク補正正フラット補正を行い加加算平均で 1

13 2.2 観測と処理星団までの距距離を求めるための手順順は 1 目標天体を撮像する 2 天体画像処処理ソフトウェア : ステライメージを用いて画像像処理を行う 3 天体教育画画像解析ソフト : マカリを用いて測測光をする 4 エクセルでポグソンの式より色指指数を求め CM 図上にプロットする 5 主系列星と比較し距離離を求めるである撮像使使用カメラ: 冷却 CCD 撮像ライトフレーム撮影枚数 :BB フィルター 100 枚 V フィルター 100 枚露出時間 : 4~8 秒ダークフレーム撮影枚数 : ライトフレーーム 10 枚ごとに 1 枚フラットフレーーム 5 枚ごとに 1 枚フラットレーム撮像枚数 :BB フィルター 50 枚 V フィルター 50 枚露出時間 : 10 秒画像合成 BフィルターーとVフィルターそれぞれの画像にダーク補正正フラット補正を行い加加算平均で 1 枚の画像像にする画画像の合成は画像処理ソフト makalli を使って行う ( 図 7,8 参照 ) 図 7,8 M38 の画像で左左がBフィルター右がVフィルター 13

14 フラット補正フラットフレーム ( 図 9 参照 ) を用いて撮影画像に生じた周辺減光を処理すること B フィルター V フィルターで撮影したフラット画像は加算平均しダーク補正を行ったフラットフレームを使用する図 9 フラットフレームダーク補正撮影時に生じるノイズを除去することである遮光空間を撮影するダークフレームもライトフレームと同様に加算平均を行い 1 枚の画像にする ( 図 10 参照 ) 図 10 ダークフレーム 14

15 2.2-3 測光星団の対象となる恒星をパソコン上で一つ一つ選びカウント値を求める ( 図 11 参照 ) 画像上で指定した半径内のカウント値を積算してから背景光を減算する開口測光を使用する図 11 測光画面次にエクセル上にカウント値を出力して B-V 色指数を求める ( 図 12 参照 ) 図 12 エクセルに出力したウント値最後に求めた色指数を使って CM 図上にプロットし主系列との等級差を求める今回 CM 図の縦軸に V 等級横軸に色指数を用いたものを使用する 15

16 第 3 章観測測結果 3.1 M34 撮影影画像観測日 :2013/12/3 時間 :21:00~22:00 Bフィルター V フィルター測光光した恒星測光光恒星数 :24 個 16

17 測光したカウント値 B のカウント値 V のカウント値

18 3.2 M38 撮影影画像 ( 生田目氏撮撮像 ) 観測日 :2012/12/10 時間 :19:00~ ~22:00 Bフィルター V フィルター測光光した恒星測光光恒星数 :100 個 18

19 測光したカウント値 B のカウント値

20 V のカウント値

21 第 4 章計算結果 4.1 M34 (1.1) 式より m:m34 の等級 9~10 等級 M: 主系列星の等級 0~2 等級として m-m=8.5 等級とした M34 までの距離は 500pc 1630 光年 Mv ( 等級 ) B-V ( 色指数 ) CM 図にプロットした M34 データ元今回の観測理科年表メシエ天体ガイド距離 1630 光年 1434 光年 1450 光年等級 5.5 等級 5.2 等級 5.5 等級 21

22 4.2 M38 (1.1) 式より m: M38 の等級 10~12 等級 M: 主系列星の等級 0~1.5 等級として m-m=10.5 等級とした M38 までの距離は 1300pc 4240 光年 Mv ( 等級 ) B-V ( 色指数 ) CM 図にプロットした M38 データ元今回の観測理科年表その他論文距離 4240 光年 4610 光年 4566 光年等級 10.5 等級 11 等級 11.5 等級 22

23 4.3 M38 の生田目目氏卒論 (2012 年度 ) との比較昨年度の生田田目氏の測光光は暗い星星を選択して測光した傾傾向があり数値が小小さい結果となっている今回私たちは明るい星星が星団に属属する星であると判断したため明るい星を選択して測光を行ったその結果既既知の値により近い値が得られた 1300pc 4240 光年今回の測光 6300pc 光年生田目氏測光 23

24 第 5 章考察今回は昨年の考察を踏まえて明るい星を選択して測光しその結果現在知られている値に近い距離を求めることができた他のデータとの比較の距離の違いは観測者の技術データ量処理技術の差により生じたと考えた 24

25 引用文献 M38 星団までの距離明星大学卒業論文 09s1-027 生田目旭恒星銀河系内渡部潤一メシエ天体ガイド AstroArts 天体おまかせガイド.net お気楽天体観望 25

26 謝辞今回の論文作成において数多くのアドバイスをくださいましてありがとうございました祖父江先生小野寺先生日比野先生津田さん内間さんお世話になりました天文台やその他の機材を使わせていただきました終わりになるにつれて慌ただしくなっていく僕らを温かい目で見守ってくださり感謝です学部生として今までありがとうございました 26

そのものの光の色は判断できないが B( 青 ) と V( 緑 ) のフィルターに通して撮像することによって青色の光と緑色の光の強さを区別し後の測光作業でカウント値として数値化するための準備ができる B フィルターで撮像するときは Ⅴフィルターで撮像するときよりも露出時間を長くとったこれは B

そのものの光の色は判断できないが B( 青 ) と V( 緑 ) のフィルターに通して撮像することによって青色の光と緑色の光の強さを区別し後の測光作業でカウント値として数値化するための準備ができる B フィルターで撮像するときは Ⅴフィルターで撮像するときよりも露出時間を長くとったこれは B 散開星団の解明班 ( 地学班 ) 須賀夏輝実施期間 : 年 1 月 1 日 ~9 年 7 月日 1 研究の概要この課題研究では散開星団と呼ばれる天体の色味や年齢について研究した去年度の先輩たちが散開星団を観測して出した結果に対し疑問を持ったそこで去年度の先輩たちが観測した散開星団にはない特徴的な性質を持った散開星団を見つけ考察することを目的として研究を行ったぐんま天文台で散開星団を撮像