図－１ 30cmカセグレイン望遠鏡に取り付けた測光器
図－２ 測光器の透視図 23年間のベテルギウスのUBVRI測光
トップページへもどる ベテルギウスの光電測光 フォトダイオード使用の５色測光器
大金要次郎１） ・ 大島修２） ・ 谷口大輔３） ・ 高梨直紘４）
１）：ひかり天体観測所 ２）：岡山理科大学 ３）：東京大学 ４）：東京大学
はじめに
この研究は1992年度から田中済国立天文台教授の指導により、大金が明るい赤色超巨星の５色測光を
目的として始められました。
研究の初期にはベテルギウスの変光周期には諸説があったため、この確認を主な観測目的として同一
システムで長期の観測を続けてきました。
この観測では、現在殆ど観測がなされなくなったUバンドも含まれていることが特徴です。
今回は上記の方々との協同で、変光周期の解析のほか、2020年の異常大減光（Great Dimming, 以下で
はGDと省略）についても論じます。
１．観測
（１）観測システム
① 望遠鏡
東京都国分寺市光町に西村製作所の25cmニュートン式赤道儀を設置して観測をはじめましたが、2006年
3月からは、三鷹光器製30cmカセグレイン式赤道儀で観測しています。
② 測光器からデータの整約まで
田中済国立天文台教授の指導で、測光器・A/Dコンバーター・整約ソフトを完成させましたが、測光器は
CCDが明るい光で飽和するのを避けるために浜松フォトニクスのS1226-5BQを使用し、フィルターは国内産
の色ガラスフィルターを用いてJohnsonの測光システムに近い波長域で構成しました。しかし、UとBバンドに
関しては僅かながら違いがあることから、Uog・Uogと記して区別しています。
測光器からの信号は専用に作成したA/Dコンバーターを経て、フィルターとアテネーターの信号とともに
MS-DOSパソコンで受けていますが、RS-232Cインターフェイスのボーレイトの関係で、現行のWindows-PC
への変換が不可能だったために、現在までシステムを変更せずに観測と整約を行っています。
（図－１）～（図－４）
| 図－１ 30cmカセグレイン望遠鏡に 取り付けた測光器 |
図－２ 測光器の透視図 |
 図－３ フィルターの透過率 |
 |
←図－４ フォトダイオードの 感度特性 |
| 表－１ 色ガラスフィルターの構成 U = 東芝UV-D35，東芝C-50S×2 B = 東芝V-42，東芝L40 V = 東芝，HOYAーCM500S R = KENKO-R-65，HOYA-CF I ＝KENKO-IR80 |
||
（２）観測
① 全天測光
ベテルギウスは比較星として通常用いるような星と比べて明るさと色が大きく異なることから適当な比較星
が見あたらないため、毎回10星前後の基準星を使った全天測光方式で行いました。
② 基準星
基準星は基本的には The Bright Star Catalogue を用いましたが、R･IのバンドﾞおよびVバンドの観測結果
が常時0.01等程度異なる星については The Arizona-Tontzintla Catalogue の値を用いました。
③ 赤漏れとその対策
当測光器に使用したフィルターシステムはＢバンド・Ｕバンドで僅かな赤漏れ（Red Leakage。以後RLと略称
します）が存在していました。しかし 、使用している基準星のスペクトル型がＢ～Ｋ型であるため、影響が
0.01等以下と認めてそのまま使用していました。
ところが、整約によって得られた関係をベテルギウスのようなＭ型星へ外挿すると、特にＵバンドでは無視
できないRLの影響が出ていることが2021年夏に判明しました。（図－３と図－５）
このＲＬを補正するために、R-65のフィルターを挿入してＵ・ＢバンドでのＲＬ量を測定して観測時のカウント
値から差し引く方法をとることにしました（図－６）。
 ↑ 図－５ フィルターとBetelgeuseのBndpass |
 図－６ 測光器に挿入した R65フィルター |
また、ＲとＩバンドの観測値とＲＬの量との間に良い相関
が認められることから（図－７）（図－８）、重回帰によって過去の観測のＲ・Ｉバンドの観測値からＵ・Ｂバンド
のＲＬ量を推定して差し引く補正を、572夜・589観測について行いました。
補正式は次の通りです。
B = Braw −((3.2743×10−3)Iraw −(2.3776×10−4)Rraw −7.4422×10−4)/0.895
U = Uraw −((7.6261×10−4)Iraw + (9.9679×10−4)Rraw −2.7702×10−4)/0.895
上の式で添え字のrawは測光器から得られた観測値の整約前のカウント値を意味しており、末尾の
0.895はR-65フィルターの透過率です。
 |
 |
| （図－７）UのRLとI・Rの関係 | （図－８）BのRLとI・Rの関係 |
この補正後の値が前後の観測値から突出している値となったＵバンドが3観測ありましたが、これは観測時
の記録から雲間の観測あるいは長時間かかる全天測光の後半で透明度が変化している３観測であったこと
から除外しました（うち1観測についてはＢバンドも含めて除外）。
しかし、過去に報告したUバンド（一部のＢバンドも）の測定値はすべて使えないデータになることから、これ
まで大金がVSOLJに報告してきたUと一部のＢバンドの値は訂正する必要があります。
２．結果
（１）23年間の観測Data
観測結果は図－９にはグラフで色指数を、http://hikariao.la.coocan.jp/data.htmlに数値で提示してあります。
ここで、"error"と示したのは，観測結果の誤差ではなく、基準星の観測結果のカタログ値との差の標準偏
差です。
↑ （図－９）２３年間のBetelgeusuの色指数と光度の変化
（２）変光周期
上記のdataのVバンドを"Period04"で周期解析をした結果の上位５周期は次のとおりです。
(2.16±0.01)×10^ d， (4.05±0.01)×10^2 d， (2.02±0.002)×10^2 d，
(3.78±0.005)×10^2 d ， (5.30±0.24)×10^3 d
 図－１０ 周期405日で重ね合わせ |
 図－１１ 期間ごとの周期405日 |
 図－１２ 周期2160日で重ね合わせ |
 図－１３ 期間ごとの周期2160日 |
（３）（Ｕ－Ｂ）og にみられる長期の変動
図-14を見ると、周期1年から数年の単周期変動成分が重なっているために一見バラツキが大きいように見え
ますが、20〜30年程度で大きく波打っている成分があるように見えます。そこでJohnson達(1966)の観測データ
と合わせて周期解析を行ってみると27年の周期が得られました。しかし、35年間の大きなデータの空白があり
とても確定的なことは言えません。したがって、U-Bについて今後の（次世代による）長期的な継続観測により
検討することが望まれます。
 図－１４ 長期間のＵog－Ｂogバンドでの変動 |
（４）色等級図に見られる傾向
① （Ｕ－Ｂ）ogとＶ等級との関係
図－１５を見ると、（U-B)以外の色指数はV等級と良い相関関係があることが分かるが、（U-B)だけは相関
が非常に小さいことが分かります。
 図－１５ 色等級図 |
 図－１６ 期間ごとの色等級図 |
② ＧＤ期の（Ｕ－Ｂ）の特徴
U-B が温度変化から予想されるほど青くなっていないことから、星周物質による吸収・散乱での減光が
大減光に寄与している可能性を示唆しています。
 |
『青点は大金による観測データ。 黒線のグリッドは、MARCSモデルスペクト ル(log g=0.0) とCardelli の減光則 (Rv = 3.1) が予想する、ある温度と減光 の時の色と等級を示します （ゼロ点は観測データに合うように調整 しました）。』 |
 図－１７ ２色図と色等級図 |
|
３．謝辞
この研究の初期から長年にわたり田中済国立天文台教授の指導を頂きました。
また、荒井菊一氏（Noeth River side）からはPeriod04による不等間隔のデータのフーリエ解析の指導を
頂きました。
さらに、文部省（当時）科学研究費奨励研究（B)および日本天文学会内地留学奨学金の援助を受けて
おります。
以上の方々および機関へ感謝申しあげます。
４．参考文献
竹内峯ほか，天体用固体素子測光計の試作，東北大学科学計測研究報告 第337巻 第1号
下保茂，1970，変光星の研究，恒星社厚生閣
Taniguchi, D., et al. 2022, Nature Astronomy, 6, 930, 2022NatAs...6..930T
The BRIGHT STAR CATALOGUE
The Arizon-Tonantzintla Catalgue-Multicolor Photometry UBVRI
Dupree,Baliunas,Guinan,et al,1987 Apj 317 L85-L79
Rinehart, Hajian, Houck, Terzian 2000 PASP 112 pp977-982
Gray 2000 ApJ 532 pp487-496
ベテルギウスの光電測光
フォトダイオード使用の５色測光器
デジカメでも測光ができる
トップページへもどる
'22.11.30 作成