『ベテルギウスの
色指数の観測報告』
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ベテルギウスの光電測光
自作の５色測光器 フォトダイオード使用の５色測光器
１．光の波長による感度の違い
肉眼で感じる光（可視光線）の波長は0.38μm（紫）〜0.77μm（赤）の範囲にあるが，その中でも0.5μm
程度の黄色の光に最も良く感じやすい性質がある。一方，天体の明るさを測るために用いる感光材料や素
子は，肉眼 とは異なる波長域を持っているのが普通である。例えばフォトダイオードやCCDは赤や赤外線
の感度が大きいものが 多く，昔の写真観測で用いていた写真乾板は青い光に感じやすく赤には感じにく
い。
こうした波長による特性がことなる素材を用いて星の明るさを測ると，星の色（表面温度に影響されている）
が異なるものでは異なった等級と判断してしまう。例えば，赤い星であるベテルギウスの明るさを写真観測
によって求めると暗い星と判断するし，青い星のリゲルは肉眼で感じる以上に明るいと判断してしまう。
このような誤りを防ぐため，フィルターを使って同一の波長域だけを使って星の等級を測定することが行わ
れている。
20世紀終わり頃まで天体の明るさの測定（測光）に使用されていた光電子倍増管は一般に青や紫外域の
感度が大きく，赤や赤外域には感じない。そこで波長0.38μm前後の紫外域をUバンド，0.44μm前後の青い
可視光の領域をBバンド，0.55μm前後の肉眼の特性に近い領域をVバンドとして観測していた。
２．５色測光とは？
1980年代から光電子倍増管に代わってCCDが使用されるようになると、U･B･Vの三色の測光に加えて，
赤色光（0.69μm前後）のRバンドや赤外域のIバンド，さらに赤外域も波長によって細分化されるようになっ
てきた。
ひかり天体観測所でのベテルギウスの観測では感光素子としてフォトダイオードを用いているので，測光
に利用できる波長域が紫外から近赤外の広い範囲に及ぶので，U･B･VあるいはB･V･Rの３つの波長域の
三色測光ではなく，U･B･V･R･Iの５つの波長域を測定する５色測光を行っている
３．色指数とは？
もともとは青い光に感じやすい写真乾板を用いた写真によって求めた写真等級（Ｂ等級）と実視等級（Ｖ等
級）の差として定められた値，つまりＢ−Ｖを色指数と呼んでいた。
そこで，高温の星（青い星）ほどB等級が明るくなる（等級は小さくなる）ので色指数は小さくなり，逆に低温
の星ほど色指数が大きくなることがわかる。
４．５色測光の概要
（１）観測の方法＝
実視等級（Ｖバンド）の観測（ベテルギウスの光電測光参照）と同時に，Ｕ・Ｂ･Ｒ･Ｉバンドの等級を測
定し，隣接したバンド間の差をとり， Ｕ−Ｂ， Ｂ−Ｖ， Ｖ−Ｒ， Ｖ−Ｉ の色指数を求める。
（２）観測誤差 ＝
１０星前後標準星の測定値と星表の値との差の標準偏差を誤差とすると，その平均値は
Ｕ−Ｂ， Ｂ−Ｖ， V ， Ｖ−Ｒ， Ｒ−Ｉ がそれぞれ
０．０２９，０．０１１，０．０１５，０．０１６，０．０１３ であった。
４．観測結果
(1)色指数とV等級のの変化のグラフ ＝ 1999年2月〜2010年4月
(2)色指数とV等級のの変化のグラフ ＝ 2010年1月〜2021年4月
(1)と(2)のグラフは日付けが対応している。
横軸目盛りは、グラフの上側にA.D.を、日心ユリウス日（ＨＪＤ）を下側に示している。
５．観測結果から
（１）U-Bの値の特殊性
ﾍﾞﾃﾙｷﾞｳｽのU-Bの値は The Bright Star Catalogue ほかの星表での値は+2.06であるが、当観測所での観測結果の
平均値は+1.09と１ほど小さい。
このことの原因は未解決だが、この観測ではフォトマルチプライア-ではなくフォトダイオードを使用したことと、標準星
にスペクトルがM型の星が含まれていない（明るいM型星がほとんど変光星）ことに由来すると考えている。
したがって、ここでのU-BはJohnson systemとは異なるものとして扱う必要がある。
（２）色-等級図(Color-Magnitude diagram)
