フォトマル測光の時代以来、30cmクラスの望遠鏡で天体の食現象の連続測光を行ってきましたが、CCD測光に切り替えた今も測光観測を楽しんでいます。激変星や短周期食連星の光度変化は、観測後のグラフを描くのが楽しみです。既知の変光星の観測をする中で、今まで知られていなかった変光パターンを見つけたり、使用した比較星、チェック星に微妙な変光が見つかったりと興味はつきません。そのような観測例を紹介します。
九州大学では全学部・全学科の学生を対象とした観測実習を伴う教養科目を開講している(当研究会の堀井の講演参照)。工学班と理学班にわかれ、後者では自然天体を観測対象とする。これまで小惑星や彗星、超新星を観測してきたが、この10月には明るい矮新星の増光があり、高時間分解能観測を実施した。しかし、観測点が非常に多く、解析に苦労することが予想される。このような実習で観測するのに適した変光星について議論したい。
昨年の「矮新星観測のススメその２」の発表に触発されモニター観測を始めたので報告します。モニター用の望遠鏡は撮影視野15’の口径35cmシュミットカセグレン望遠鏡です。
矮新星30個を選び出し60秒露出でB，V，Rcの3色で撮影していきます。目的とする星は何とか視野内に収まっています。AY Lyr, SS Cyg等の増光をとらえたので報告します。
ASAS-SNはAll-Sky Automated Survey for Supernovaeという増光の自動検出装置で、ASASSN-14jvはこれによって2014年11月07.2日に増光が検出されたWZ Sge型矮新星である。今回、我々OUS観測チームは11月10日より23.5cm SC 反射望遠鏡に冷却 CCD カメラ ST-9XE を取り付けて、C (Clear) フィルターによる連続測光を行った。得られた光度曲線とその解析結果を報告する。
定常的に中心天体から吹いている光学的に厚い相対論的な球対称風（ブラックホール風）の観測的特徴を、free-free opacityの波長依存性を考慮し調べた。無限遠の観測者から光学的厚みが１になるところを見かけの光球とし、そこからさらに有効光学的厚みが１になるところを熱化面として計算した。そこでは黒体放射によって光子が生まれるとした。本講演では、ブラックホール風の見かけの光球と熱化面の形状およびスペクトルについて発表する。
明るい食変光星は通常の望遠鏡を用いて観測することが困難である。そのためSBIG社製CCDカメラST-6にNikon社製50mmのレンズを取り付け、明るい変光星に対応したシステムを作成した。今回、比較的明るい短周期の食変光星をいくつか選択し観測を行ったので、その結果を報告する。
SU UMa型矮新星AY Lyrは、2014年10月にアウトバーストが報告された。そのため、岡山理科大学（OUS）観測チームでは23.5cm反射望遠鏡を用い、C(Clear)フィルターによる連続測光を行ったので、その観測結果を報告する。併せて、OUS観測チームでは2008年から2009年の期間におけるアウトバーストも観測していたため、そのときの観測データと今回のものとの比較も試みる。
アルゴル型食連星XZ Andは公転周期が変化することで知らており、周期的な成分については、伴星の磁気活動が原因のひとつとして考えられている。三瓶自然館では2012年より継続してXZ Andの冷却CCDによる多色測光観測を行っており、本稿ではこれまでに得られた光度曲線の暫定的な解析結果について報告したい。
Hertzsprung が星には巨星と矮星の２種類があることを提案し、Russell がさらに広範なデータに基づいて、HR-図を発表してから今年で１００年になります。５０年ほど前には赤色巨星の構造が盛んに研究され、ほぼ完全な理解が得られています。しかし、なぜ恒星が巨星に膨れ上がるかを他人に説明するのは案外やっかいです。今回は自分なりに、こう理解すればどうかなと考えた説明を紹介し、諸賢のご批判を仰ぎたいと思います。
恒星の回転の進化については、最近の日震学・星震学により内部分布の情報が齎されているが、理論的には、角運動量輸送機構の不定性のため明確な描像を描けていないのが現状である。恒星の回転が角運動量分布とともに慣性能率に依存する。我々は、進化に伴う慣性能率及びその内部分布の変動に基づいて恒星回転の進化を議論する方法を提案し、Be星の起源、Kepler衛星の観測との比較からその有効性を示す。恒星の回転の進化については、最近の日震学・星震学により内部分布の情報が齎されているが、理論的には、角運動量輸送機構の不定性のため明確な描像を描けていないのが現状である。恒星の回転が角運動量分布とともに慣性能率に依存する。我々は、進化に伴う慣性能率及びその内部分布の変動に基づいて恒星回転の進化を議論する方法を提案し、Be星の起源、Kepler衛星の観測との比較からその有効性を示す。
Kepler宇宙望遠鏡による時間分解能1分の観測が行われた約1500個の太陽型星のデータから、19天体で90個のスーパーフレアを検出した。フレアのエネルギーは3×10^32から2×10^35 erg、継続時間は数分から50分であり、エネルギーの大きいフレアほど継続時間が長い傾向があることがわかった。フレアのエネルギーと継続時間の間の相関を調べ、太陽フレアのそれと比較した結果を報告する。
スーパーフレアを起こした太陽型星の高分散分光観測ケプラー宇宙望遠鏡のデータから発見された、スーパーフレア(最大級の太陽フレアの10-10^4倍、10^33-10^36ergのエネルギーを放出)を起こした太陽型星(G型主系列星)50星について、すばる望遠鏡HDSを用いて、高分散分光観測を行った。スーパーフレア星の多くは、準周期的な明るさの変動を示すが、分光観測の結果は、この変動が巨大黒点を持った星の自転で説明できるということを支持する。
超新星は劇的な時間進化を示す天体である。その進化は爆発直後のショックブレイクアウトで始まる。その後、超新星は一旦暗くなるものの再び明るくなりピークを迎え一年程度かけて徐々に暗くなっていく。この間、超新星のスペクトルも時間とともに変化していく。これまでこれらの観測量から親星の質量、爆発エネルギーなどの物理量が導き出されてきた。本講演では超新星の物理量を引き出す観測およびその手法についてレビューする。
アーカイブの利用の１つとして、超新星の捜索と変動検出がある。岡山県にある美星スペースガードセンターでは、宇宙デブリや小惑星の観測を行っており、1か月に20日を超える広視野観測で広い観測フィールドを網羅し、大量のデータアーカイブを産み出している。本講演では、今年度4月以降の美星スペースガードセンターのアーカイブを用いての超新星のショックブレークアウトの探索と、超新星本体の捜索の自動化の戦略を発表する。
近年、近傍のIIP型超新星の系統的な観測が進み、その相関関係が調べられてきているが、特に暗いクラスは観測数が不足しており、その性質は不明である。我々は、IIP型超新星SN 2013buを長期に渡り観測を実施した。よく知られたIIP型のサンプルを集め、プラトー期間の長さに対する光度などの統計的性質を調べた結果、SN 2013buは最も短いプラトー期間を持つIIPの一つであることを明らかにした。
私たちは、5月~7月の4日間に5つの超新星を観測した。超新星とは、超新星爆発を起こた後の天体でありその等級が日や時間ごとに大きく変化する変光星であることが知られている。今回は、その等級を観測しどのように変化したのかを観察した。4日間の観測で３つの天体で減光が確認された。また１つは1日しか観測をすることができなかった。もうひとつは、暗すぎ限界等級を下回っていたため天体を観察することができなかった。
欧米の重力波検出器LIGO, VIRGOの感度向上により、2016年頃には重力波の初検出が達成されるのではないかと期待されています。主な重力波源と考えられている天体現象は、中性子星連星や超新星爆発です。重力波は透過性が高いので、検出器はさまざまな方向に対して感度がありますが、指向性もあります。本講演では、レーザー干渉計型重力波検出器の指向性についてお話します。
広島大学のかなた望遠鏡、大阪教育大学51cm反射望遠鏡を用いてX線連星2天体の可視・近赤外域の偏光撮像観測を実施した。V4641 Sgrでは可視光の偏光度の上限が2.7％、伴星からの放射成分を差し引いた偏光の上限が14.8%であった。また、GRS 1915+105ではHバンドの偏光度が4.5±0.8%であった。周辺天体の偏光方位角で見られるばらつきは現在までのデータでは星間偏光か天体固有のものか判断できないため、来年度に偏光の時間変動の検出を狙う予定である。
降着円盤の強い輻射場によって粒子が加速される場合、従来はエディントン光度程度でないと粒子はウインドとして飛び出さないとされた。しかし、光学的に薄い層雲では粒子の場合とは異なり、加速されやすいことが分かった。それは、層雲全体による輻射の吸収や反射や通過など、輻射輸送的な効果によるものである。今回は輻射輸送効果を考慮し層雲の運動特性を調べた結果を報告する。
近赤外波長では大きな星間減光を受けた天体を見ることができるが、そのような天体では色情報から温度を決定できない。Line Depth Ratio(LDR)はカラーに依存しない方法で、単純な観測量に対して経験的に作成されるためモデル等を必要としないことが特徴である。我々は、すばる望遠鏡のIRCSを用いた高分散分光観測からG〜K型の金属量標準星のHバンドスペクトルを取得し、LDRに基づく温度スケールを作成することに初めて成功した。本発表では温度スケールの紹介とこれを用いたセファイドの温度決定について報告する。
我々は電波干渉計VERAを用いた位置天文VLBIによりミラ型変光星を主なターゲットとした観測的研究を進めてきた。変光周期300日前後の変光星に対して相対VLBIの手法で年周視差を計測し、天の川銀河の変光星に対する周期光度関係(PLR)を確認する目的である。また更に長い変光周期の星でもメーザーが検出され、違う系列のPLRについて調べることを検討中である。LSP天体やOH/IR星に対する水メーザー探査も行ったので結果を報告する。
KaVAを用いた星周メーザー源の観測については去年の研究会で紹介した。この大規模観測計画が来年から本格的に始動するため、本講演ではその全貌について紹介する。星周メーザー（一酸化水素・水）の継続的撮像観測は、脈動変光星から物質放出・ダスト形成・星周縁加速・非球対称的物質放出の発展の一連の過程を詳細に視覚化できると期待される。変光星観測に関して、関連研究との連携について議論したいと考えている。
鹿児島大学は現在400個の脈動変光星を近赤外線でモニター観測している。VERAによるミラ型変光星の周期光度関係を利用し星までの距離を推定、銀河系内の脈動変光星の空間分布の把握を目指している。10年間の観測によって得られた光度曲線からミラ型変光星の周期とKバンド平均等級、距離を決定した。解析した天体の中には典型的なミラ型星より長周期の変光星が含まれており、これらについての光度曲線や変光周期、距離推定も報告する。
銀河面領域については強い星間減光のため、変光星の探査も不完全である。我々は、東京大学木曽観測所のシュミット望遠鏡と超広視野カメラKWFC(視野4平方度)を用いて、銀経60-210度の銀河面領域（約320平方度)に対する変光天体探査を2012年から行っている。これまでの解析で500個以上の大振幅長周期変光星が見つかった。それらがＭ型星か炭素星かという分類のための分光観測も、岡山観測所や西はりま天文台で行っている。
Kepler Eclipsing Binary Catalog（Revision 3）に含まれる食連星を対象に、連星系の食の周期変動を調査した。O−C図上でのふるまいを調べたところ、ある時刻までほぼ一定の周期を示していたものの、途中で突発的に周期を変化させるような天体があった。これらの天体の光度曲線を見ると、一部の天体において、その周期変化が起こる直前に、フレアのような増光現象がみられるものがあった。その他の天体についても、周期変動の特徴などをくわしく報告する。
ケプラー観測機で観測された2600個を超える食連星に対して、光度曲線の形を決めるパラメータによって自動でタイプ分類が行われたが、より簡単な演算で分類ができる指標を見出すことができれば分類に要する時間を飛躍的に短くできる。本講演では、光度の中間値比という値と主極小の周期を用いて一部のタイプ分類ができることが分かったので報告したい。また食周期の周期解析を行った結果を合わせて報告したい。
食連星の片方の星が非動径振動星（NRP）である場合、相手の星によって隠されると、振動による変光の振幅が大きくなる現象が知られている。我々は、逆に食中の光度曲線を分析することからNRPの検出を簡易的な手法で試みた。旧堂平観測所の91cm鏡よる９つのアルゴル型の計20回の主極小の多色測光データを解析したので，ここまでの結果を報告する。
対象系のうち，XZ AndとAB Casの主星はNRPが励起されている可能性がある。
降着円盤を伴う明るい天体の周辺には、ガス雲、コロナ、円盤風など様々なガス成分が存在する。これらを観測する場合にはガスによる様々な影響が予測される。本研究では、積み重なった複数の幾何学的に薄い層雲を想定して、輻射輸送をとき、最終的に雲から出射される強度を調べた。今回はその結果を報告する。トータルの光学的厚みが同じでも、層の数によって得られる強度やその方向分布は異なることがわかった。
SN 2014cxは2014/9/2(UT)に発見されたII型超新星である。我々の観測チームは、発見日当日の夜からこの超新星の継続した観測を開始し、現在も観測中である。その測光解析の結果からSN 2014cxはIIP型超新星であることが明らかであり、Plateau phaseを進行中で急減光期には未だ到達していない。今回はこの超新星の観測的特徴を、他のIIP型超新星との比較を交えながら議論する。
V4368 Sgrは、1994年に和久田実氏が発見した減光のゆっくりした新星である。発見20年目にして、やっと、t2を決めることができた。この星のCCD観測をまとめると共に、他の減光のゆっくりした新星との比較を行った。
私たちのグループは、2012年にうみへび座に出現した遅い古典新星 V2676 Oph においてC2およびCN分子を神山天文台1.3m望遠鏡によって検出することに成功し、すでに報告を行った(Nagashima et al. 2014, in ApJ)。今回、他の望遠鏡による観測結果を含め、同新星における分子生成の過程に迫る (Kawakita et al., submitted to PASJ)。
古典新星は、核反応による急激な熱の放出のため、光球面が赤色巨星サイズまで膨らむので、可視光で明るく輝く新星となる。水素外層は激しい質量放出を起こす。放出されたガスは、光球面から外へ出て行くので、極大以降の光度は、光学的に薄いプラズマからの自由-自由遷移光が主となる。
これまで私たちはこの仮定のもとに”速い新星”の光度曲線の特徴である普遍的減光則を提案してきた。今回は、”遅い新星”の光度曲線とその絶対光度について詳しく調べたので、その結果を報告する。
アンドロメダ銀河に周期が１年という回帰新星（M31N 2008-12a)が発見された。ピークからＸ線が減光するまでの期間は約１９日である。このように短かい周期の新星は白色矮星の質量が非常に大きく、Ia型超新星の親天体候補である。そこで、このように短い周期の新星の光度曲線を理論的に計算し、観測と比較した。この新星の質量は、1.33 Mo, 1.35 Mo, 1.38 Mo のうちでは、１．３８Ｍｏがもっとも近いことがわかった。