卒業論文（PDF） - 生物地球学部生物地球学科

卒業論文
明るい食変光星の
カメラレンズを用いた CCD 測光観測
I11G007
岡山理科大学
石橋咲子
総合情報学部
生物地球システム学科
田邉研究室
要約
明るい食変光星は多数存在するにもかかわらず、通常の望遠鏡を用いて CCD 測光するこ
とは CCD が高感度であることと、視野が狭いため困難である。岡山理科大学田邉研究室の
23.5cm 測光用望遠鏡では通常 9～13 等級の星を観測している。望遠鏡は口径が大きいほど
集光力が高いため暗い星の観測に向いているが、この望遠鏡はそれより明るい星の観測に
は向いていない。そのため本研究では SBIG 社製 CCD カメラ ST-6 に Nikon 社製のカメラ
用交換レンズ（f=28mm、50mm、200mm）を取り付け、明るい変光星の測光システムを
製作し観測を行った。
観測を行った 3 つの天体β Per（アルゴル）
、VV Ori、AR Aur において極小を捉えること
ができた。
-2-
目次
1 序論・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・4
2 食変光星および分類
2.1
食変光星について・・・・・・・・・・・・・・・・・・6
2.2
食変光星の分類・・・・・・・・・・・・・・・・・・・7
3 目的天体について・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・9
4 観測装置と観測及びデータ処理の方法
4.1
観測装置・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・11
4.2
観測及びデータ処理の方法・・・・・・・・・・・・・・12
5 観測ログ・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・13
6 結果
6.1
観測範囲の比較・・・・・・・・・・・・・・・・・・・14
6.2
解析結果・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・15
6.3
β Per の位相による重ね合わせ・・・・・・・・・・・・16
7 考察・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・・18
-3-
1
序論
夜空には数多くの星があり、多くの天文学者がその位置や明るさの観測を行ってきた。
彼らが観測を行った中に明るさが変化する星、「変光星」がある。明るさの変化を調べ
ることを「測光」という。今日の測光観測は、口径が大きく焦点距離の長い望遠鏡と高
感度の冷却 CCD カメラを使用したものが主流となっている。このような組み合わせの
観測装置は暗い星の光度変化を観測することに優れている。
変光星の観測の歴史は古く、紀元前中国において、「星がない場所に星が現れる（客
星）」という考えのもと、紀元前 134 年から近世まで多くの記述が残っている。一方西
洋では「明るさの変わる星はない」という考えが一般的だったため、それらの記録はほ
とんど残されなかったが、近代以降変光星の研究は西洋で発展した。
16・17 世紀のコペルニクスやガリレオに代表されるように、天動説から地動説へ変
化した。1572 年にデンマークの天文学者ティコ・ブラーエによってカシオペヤ座に急
に現れた明るい星が観測され、14 か月にわたる観測により新しい星「新星」と名付け
られた。最初の変光星、くじら座のミラ（「不思議なもの」という意味）もはじめは新
星として考えられていたが、ドイツの天文学者ファブリキウスが周期的な明るさの変化
を 1596 年に発見した。また 1667 年にはイタリアの天文学者モンタナリがペルセウス
座β星すなわち、アルゴルの明るさの変動を発見している。この頃まで、ガリレオが望
遠鏡を使用して天文観測を行ったことにより宇宙への関心が高まり、天文学が発展し、
それとともに望遠鏡も改良された。
1783 年イギリスの少年ジョン・グッドリックによってペルセウス座β星（アルゴル）
の周期が約 2.87 日であることが発見され、さらには 1889 年ドイツのフォーゲルによ
ってアルゴルが「連星」であることが確認された。この時代まで、観測手段は人間の目
による可視光観測であったが、19 世紀には写真乾板を利用した天文観測が始まり、よ
り客観性のあるデータが得られるようになった。さらに写真技術は恒星の測光やスペク
トルの分析にも活用されるようになり、測光のみならず分光学を用いた天体の観測も始
まった。
20 世紀に入りガラス材を磨いてその表面にアルミニウムを蒸着させ反射鏡にする方
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法が実用化され、コンピュータ制御の発達もあり大型反射望遠鏡が多数作られるように
なった。1940 年から 1970 年代にかけて登場した大型の望遠鏡は写真乾板を検出器と
して観測が行われており、写真は情報量と保存性、視認性の面で優れた検出器であった。
20 世紀後半には化学反応を用いる写真とは異なり、光電効果を用いた光電子増倍管が
登場し、恒星の明るさの測定が正確にできるようになった。1980 年代に入ると半導体
技術を駆使した画像検出器 CCD（荷電結合素子：Charge-Coupled Device）が主流と
なった。これは、化学反応を用いる写真乾板では量子効率が約 1％、外部光電効果を用
いる撮像管などの量子効率が約 20％なのに対して、内部光電効果を用いる CCD では反
射防止を施すと量子効率が 90％にも達し、しかも蓄積光量に比例した光電子の量を再
現性良く正確に測ることできる。また CCD カメラは CCD 内部で電子ノイズ（暗電流
またはダークノイズ）が発生する。このノイズの原因となる電子は CCD の温度が高い
ほど多く生じるので、CCD を冷却することで減らすことができる。以後このようにし
て CCD は普及し現在の天文観測に無くてはならないものとなった。
近年では様々な天体観測衛星が打ち上げられている。宇宙空間は地球大気による星像
の悪化や吸収の影響を受けない。また紫外線や遠赤外線は大気吸収によって地表に届か
ないため大気圏外に出て観測する必要がある。一方地上では 8～10m 望遠鏡が建設され、
30m クラスの超巨大望遠鏡などの計画が推進されている。
現在の天文学ではいか大きな望遠鏡を使用して、遠く暗い星を観測することができる
かが行われている。その一方で、明るい変光星で興味深いものが多数存在しているにも
関わらず、明るい天体を観測する装置は少ないため観測があまり行われていない。岡山
理科大学田邉研究室が所有する 23.5cm 測光用望遠鏡も、通常は人の目で見ることので
きない 9～13 等級の天体を観測している。それゆえ本研究ではそれよりも明るい変光
星の観測を行うための装置を製作し、観測を行った。
-5-
2
食変光星および分類について
2.1 食変光星について
食変光星とは二つの星が共通重心のまわりをまわりあっている連星で、観測者から見
て軌道傾斜角が 90°に近づくと星同士が食を起こし明るさが変動する変光星である。
食変光星のうち明るいほうを主星、暗いほうを伴星と呼ぶ。伴星によって主星が隠され
る深い食を主極小といい、その逆で主星が伴星を隠す浅い食を副極小という。
Fig.2.1
食変光星の概略図
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2.2 食変光星の分類
2.2.1 光度曲線による分類
食変光星の分類として光度曲線の形から分類する方法は古くから使われていた。変光
の様子だけで分類しているので、連星の形状を表すものではない。この方法による分類
は、アルゴル型（EA）
、こと座β型（EB）、おおぐま座 W 型（EW）の三種類である。
（1）アルゴル型（EA）
食の始まりと終わりがはっきりしており、主極小と副極小
の区別は明確。
Fig.2.2.1-(1）アルゴル型の光度曲線
（2）こと座β型（EB）
アルゴル型よりも変光が連続的で、光度曲線はなめ
らかになる。
Fig.2.2.1-(2）こと座 β 型の光度曲線
（3）おおぐま座 W 型（EW）
主極小と副極小の食の深さの差がほとんどなく、
1 日より短い周期で変光している。
Fig.2.2.1-(3) おおぐま座 W 型の光度曲線
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2.2.2 コパールによる分類
食変光星の実態的分類体系は、連星を構成する二つの成分星の物理的関係に基づいて
分類される。食変光星を構成する二つの星は公転しており、相手の星の重力と回転によ
る遠心力が加わるため、見かけの重力の向きが星の中心方向からずれて形が球から歪ん
でいく。この形状をロッシュローブと呼ぶ。星が進化に伴って膨張することにより、ロ
ッシュローブに納まらなくなるときがある。ロッシュローブ内に星が納まっているかど
うかに基づき分類すると、分離型（D）、反分離型（SD）
、接触型（KW）に分類できる。
（1）分離型（D：detached system）
両方の星がロッシュローブ内に納まっている。
Fig.2.2.2-(1) 分離型
（2）半分離型（SD：semi-detached system）
片方の星が進化に伴って、ロッシュローブ限界面ま
で膨張した。
Fig.2.2.2-(2) 半分離型
（3）接触型（KW：contact system）
両方の星が進化に伴ってロッシュローブ限界面まで膨張
している。
Fig.2.2.2-(3) 接触型
天文年鑑より
-8-
3
目的天体について
本研究での目的天体の基準として、①明るい（食外時で 6 等級よりも明るい）食変光
星であること、②極小予報時刻が日没以後であること。または、③23.5cm 測光用望遠
鏡では観測を行わない明るさの天体（6～9 等級）であり、極大から極小の明るさの差
が 0.5 等級以上の偏光幅があることとした。これらの基準より、本研究ではβ Per（ア
ルゴル）
、VV Ori、AR Aur を選択し観測を行った。
Table 3.1 目的天体の諸量
変光範囲（V）
天体
周期（day）
位置
タイプ
スペクトル
主極小幅副極小幅
β Per
（アルゴル）
VV Ori
AR Aur
2.21～3.39
1.3
0.1
5.31～5.66
0.4
0.2
6.15～6.82
0.7
0.6
2.8673075
1.4853774
4.1346676
RA：03h08m10.1315s
DEC：+40°57′20.332″
RA：05h33m31.4466s
DEC：-01°09′21.862″
RA：05h18m18.8994s
DEC：+33°46′02.454″
EA/SD
EA/KE
EA/DM
B8V
G8IV
B1V
B4V
B8V
B9V
Mt.Suhora 天文台ホームページより
-9-
N
N
δ Ori
β Per
ε Ori
Fig.3.1 β Per
VV Ori
Fig.3.2 VV Ori
（f＝28mm／F11／30s）
（f＝200mm／F5.6／5s）
N
AR Aur
（17 Aur）
Fig.3.3 AR Aur
（f＝200mm／F5.6／20s）
- 10 -
4
観測装置と観測及びデータ処理の方法
4.1 観測装置
観測は、岡山理科大学 21 号館屋上、岡山理科大学天文台の南側スライディングルー
フ式観測室内で行った。観測室に設置されている 10.2cm 屈折望遠鏡（Vixen 社）を使
用し天体を導入、赤道儀は GP2（Vixen 社）を使用。測光は望遠鏡に同架した CCD カ
メラ ST-6 を使用し、Nikon 社のカメラ用交換レンズを取り付けた。交換レンズは焦点
距離の異なる（f＝28mm、50mm、200mm）3 つのレンズを使用した。微動雲台は CCD
カメラを望遠鏡、ファインダーの光軸と合わせるために使用した。CCD カメラは専用
のコントローラーを介して制御用パソコンに接続し、制御は同観測室内で行った。
10.2cm 屈折望遠鏡
（Vixen 社）
赤道儀 GP2
カメラ用交換レンズ
（Vixen 社）
（Nikon 社）
アダプター
（国際光器社）
冷却 CCD カメラ ST-6
（SBIG 社）
・画素数：375×242
・サイズ（ｄ）
：8.6mm×6.5mm
微動雲台
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【交換レンズ】
左：NIKKOR-H（Nikon 社）
Auto
1：3.5、f＝2.8mm
中：NIKKOR-H・C（Nikon 社）
Auto
1：2、f＝50mm
右：NIKKOR-Q・C（Nikon 社）
Auto
1：4、f＝200mm
4.2 観測及びデータ処理の方法
（1）観測前に望遠鏡、ファインダー、CCD カメラの光軸を合せておく。
（2）ファインダー及び目盛環を使い目的天体を導入する。
（3）CCD カメラと CCD カメラ制御用ソフト「CCDOPS Ver.5」を使用し連続撮像。
（4）画像処理ソフト「AIP4WIN Ver.2」を使用し一次処理（ダーク減算、フラット
補正）した後、Aperture Photometry による差測光を行う。
（5）Excel で光度曲線を描く。
【極小時間を求める】
（1）光度曲線と Excel の値より、極小前、後それぞれの曲線から最少二乗法を用い
て近似直線を求める。
（2）これらの直線の交点から極小時間を求める。
- 12 -
5
観測ログ
Table 5.1 に掲げた天体の観測ログはこれまでに解析に至ったものである。
Table 5.1 観測ログ
観測日
JD（-2455000）
天体
レンズ
F値
露出時間（s）
枚数
2014/11/14
1975.98
β Per
28mm
11
30
110
12/27
2018.89
β Per
28mm
5.6
20
309
12/30
2021.86
β Per
50mm
5.6
10
463
2015/01/09
2031.94
VV Ori
200mm
5.6
5
381
01/10
2032.90
AR Aur
200mm
5.6
20
318
02/06
2059.93
β Per
50mm
5.6
20
166
02/08
2061.92
β Per
50mm
5.6
30
141
02/08
2062.05
AR Aur
200mm
5.6
20
113
02/09
2062.89
β Per
50mm
5.6
20
76
02/09
2062.95
VV Ori
200mm
5.6
10
219
- 13 -
6
結果
6.1 観測範囲の比較
ε Ori
Fig.6.1.2 28mm レンズ
Fig.6.1.1 オリオン座（SKY ATLAS2000 より）
ε Ori
ε Ori
Fig.6.1.3 50mm レンズ
Fig.6.1.4
- 14 -
200mm レンズ
d/f×(180°)/π＝d/f×(180°)/π×60' より
・f＝28mm レンズ：約 17°40′×11°31′
・f＝50mm レンズ：約 9°53′×6°27′
・f＝200mm レンズ：約 2°28′×1°37′
6.2 解析結果
方法より解析を行った結果のグラフから、極小時刻を求め以下のようになった。
Fig.6.2.1
β Per(28mm レンズ)
【極小時刻
Fig6.2.3
Fig.6.2.2
23：19】
β Per(50mm レンズ)
【極小時刻
VV Ori(200mm レンズ)
Fig.6.2.4
【極小時刻 22：58】
20：04】
AR Aur(200mm レンズ)
【極小時刻 20：44】
- 15 -
6.3 β Per の位相による重ね合わせ
周期の長い変光星は一晩の観測で 1 周期の光度変化を観測することができない.その
ため複数夜の観測したものの時刻をユリウス日に変換した上で，位相を求めて重ね合わ
せることで，1 周期の光度曲線を作成することにより光度変化が分かる.
6.3.1
方法
①Excel の観測時刻をユリウス日に変換し、極小を捉えた光度曲線より、極小時刻を
求め元期に変換する。
ここで元期とした極小時刻は 2014/11/14/13：58：20（UT）とする。
・2000 年・・・・・・2451545
・
14 年・・・・・・
・11 月 14 日・・・・・
5113
（日）
318
（日）
・13：58：20・・・・・・・
元期
（日）
0.582176（日）『理科年表』ユリウス日より
2451545+5113+318+0.582176－0.5※＝2456976.082176
※ユリウス日に少数をつけて時刻を示す場合、世界時（UT）より 12 時間（0.5）
遅れたグリニッジ平均天文時に相当する値を用いる。
②位相を求める。
（ユリウス日+周期－元期）÷周期
③位相の値で光度曲線を描く。また、別日の観測結果も元期を統一することによって
重ね合わせることができる。
- 16 -
6.3.2
重ね合わせの光度曲線
- 17 -
7
考察
このシステムの一番の利点は、目的星の等級や比較星、ならびに周囲の星との密集具
合に応じてレンズを交換することができることができることである。また、CCD カメ
ラの画角が広いため長時間露出でも星が流れにくく、点として写ることも挙げられる。
観測に際して、F 値や露出時間を考慮する必要があり、レンズに対して明るすぎる星を
観測する場合は、ピントをぼかして撮影することで CCD カメラの短時間露出による飽
和を軽減することができる。
それぞれのレンズで観測を行う場合、28mm レンズでは 0～3.5 等級、50mm レンズで
は 2.5～5.0 等級、200mm レンズでは 5.5～7.0 等級の天体の観測が望ましい。
今回目的天体に挙げた VV Ori においては同一画像にεOri（1.7 等級）とδOri（2.3
等級）が写ってしまい、200mm レンズでは明るすぎて飽和状態になっていると考えら
れる。そのため、光度曲線においてばらつきが大きくなったと考えられる。
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謝辞
田邉健茲先生には、大学入学前から現在に至るまで大変お世話になりました。
田邉先生と初めてお会いしたのは私が高校 3 年生の夏のオープンキャンパスでした。岡
山が天体観測を行うのによい土地だと先生から話を聞いたときに、岡山で天文学を学び
たいと強く思い岡山理科大学へ進学を決めました。
AO 入試のときに田邉先生が面接官として私の在学校にお越しくださり、私のことを覚
えていてくださったことが、とても嬉しかったです。また、大学入学してから物理学実
験の最初の講義でも話しかけてもらい、不安が和らぎました。
いざ 4 年生になり田邉研究室で手厚くご指導していただきました。講義では学ぶことの
なかった深い内容や、実際に望遠鏡を操作して観測を行い充実した 1 年間を過ごすこと
ができました。今回製作した装置で変光星を観測して、光度曲線がきれいに出たときは
とても嬉しく、観測に対する意欲がさらに高まりました。
研究会や卒業研究発表会の準備においても添削や助言をしていただき、とてもよい研究
になりました。大学受験から大学卒業まで田邉先生には本当にお世話になり感謝の気持
ちで一杯です。
また、大学院生の小木美奈子さんには本研究を進めるにあたって多くの助言をしていた
だきました。同じゼミ生として連日観測を行った大谷徳紀さんにも、忙しい中明け方過
ぎまで頑張っている姿にとても感心しました。協力し合い毎晩のように観測を行った
日々は忘れることがないでしょう。私の大学院進学が叶わなかった分、お二人には私の
分まで研究に励んでほしいと思っています。
最後に、本研究を無事に終えることができたのも多くの方々の協力があったからです。
心より感謝いたします。
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参考文献
・“Understanding Variable Stars(Cambridge UP 2007)”J.Percy 著
・“Sky Catalogue2000.0
Vol.2”
・『連星－測光連星論－』
北村正利
・『星の物理』北村正利
著（1974 年）
・『変光星観測』日本変光星研究会
・『奇妙な 42 の星たち』
著（1992 年）
編（2009 年）
岡崎彰著（1994 年）
・『現代の天文学 7.恒星』
野本憲一ほか
編（2009 年）
・『天文年鑑 2014 年版』・『天文年鑑 2015 年版』
・『理科年表 2015 年第 88 冊』国立天文台
編
■参考ホームページ
・The STScI Digitized Sky Survey
・Mt.Suhora Astronomical Observatory
・General Catalogue of Variable Stars
・永井和男氏の食変光星観測のページ(http://eclipsingbinary.web.fc2.com/)
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