の光電測光』
2002年以降の観測結果では，約４２０日の周期
で減光する傾向が見られます。
トップページへもどる
| |
『ベテルギウス の光電測光』
|
| オリオン座（M.Williams） |
１．ベテルギウスとその観測の意義
ベテルギウスは冬の夜空で代表的な星座・オリオン座で赤く明るく
輝く１等星です。
厳密にいうと，平均的には0.4等程度ですが，およそ2100日ほどの
周期で1.3等ほどに まで暗くなると言われています。 さて、どうでしょうか？
ベテルギウスは変光星としては，半規則型と呼ばれている仲間で，恒星の一生の中ではかなり終わ
りの時期に達していて、超新星として最後の爆発をする一歩手前の時期の星と言われています。
ベテルギウスの明るさを正確に観測するのは大切なことですが，それには近くに色や明るさが似た標
準の星が必要ですが，ベテルギウスのように明るく赤い星では近くに適当な標準星がないため，厳密
には観測が難しい変光星です。
国分寺市光町の夜空は明るいのですが，思ったより良い観測精度が得られています。
２．はじめに
(1) 観測地 ＝ 東西に長い形の東京都のほぼ中心に近い国分寺市の西部にある。武蔵野段丘と立川段丘の境界
となる国分寺崖線の肩に観測所があたるため，南方が開けていて空気の透明度の良い日にはカノー
プスが見えます。（2016年ころよりカノープスを肉眼で認められる日が殆どなくなっています。）
しかし，新宿副都心から20km余り離れてはいますが，市街光の多い地域が連続しているため空の状
況は悪く，天頂付近で３等星を肉眼でどうやら確認できる程度で，暗い星の観測には不向きな地域で
す。2018年ごろからは２等星が見えにくくなりました。
(2) 観測機器 ＝ 光電観測の計画を立て始めた1980年代には，冷却ＣＣＤが非常に高価でアマチュアには手が届
かなかったため，フォトマルチプライヤー（光倍増管）かフォトダイオードを測光器の対象としました。費
用節減を最優先して自作を前提とすると，高圧安定電源がネックとなって結果的にフォトダイオードに落
ちつきました。その後冷却ＣＣＤが比較的入手しやすい価格で発売されるようになりましたが，廉価なも
のは霜が付着しやすい上，広い面積がとれず，適当な標準星を同じ画像にとりこみにくいため，焦点距
離２ｍ（現在は4.8ｍ）の自宅の望遠鏡を生かすことができません。（フォトダイオード使用の５色測光器参照）
また，高価な裏面照射型を除いて，一般のＣＣＤでは紫外域の観測ができないという不利な点があり
ます。
(3) 観測対象 ＝ フォトダイオードは感度の直線性が良く、大光量受光後の履歴や劣化もない様ですが、低感度と
いうであることが最大の欠点です。したがって、観測対象としては減光時の光度が５等より明るいという
制限が生じて、観測対象はかなり限定されます。また，東京では光電測光が可能な空になる確率が小さ
く、冬季でも数日間連続して観測できる状況はあまり期待できません。
このようなことから，減光時でも明るく周期が長い変光星が多い半規則変光星を対象に選ぶこととし，
その中で冬季の観測がしやすいベテルギウスを選びました。
３．観測と整約ほか
(1) 明るい半規則変光星の近くには、色・光度ともに近い比較星がほとんど存在しません。そのため次の①･②で
説明する全天測光という方法をとります。
① 光度が４等台までの標準星のうち、天頂距離とカラーが異なる10星前後を順次観測し，その間に目的の半
規則変光星（αOri，ρPer，ηGemほか）などを観測します。
② 標準星の観測値を重回帰によって、大気減光の補正とカラー補正の係数を一気に決定し、観測対象の観測
値を補正します。
(2) 観測誤差 ＝ 標準星の観測値の重回帰によって得られた補正係数を標準星に当てはめて，その差の標準偏差
をとって観測誤差とすると，その平均値は0.011等（2011年以降）となります。誤差の大きさは標準星を観
測している4～５時間ほどの間に天候（特に透明度）が変化しないことが要求されますので、こうした気象
条件は一ヶ月の間でそう多くはありません。
気象条件が変化しそうな時はU・B・V・Rｊ・Iｊ（紫外・青・可視・赤・赤外）の全ての領域の観測をやめて、
B・V・RjとかVのバンドのみを観測しています。
〔図－１〕 1999年2月～2023年4月
横軸目盛りは日心ユリウス日（ＨＪＤ）の下位４桁を示しています。また，グラフ上端には西暦年号を示しています。
C.jpg)
４．観測結果
1997年以降観測を継続してきましたが、ここでは2001年秋から現在までの観測結果について報告します。
(1) Ｖ等級の変化 ＝
観測を開始して2000年～2003年の間の光度変化から，ほぼ１年に近い周期が認められてきたため，
地上での何らかの影響が表れている疑いも感じられたので、フォトダイオードによる全天測光とは全く
系統の異なる観測方法による検証の必要性が感じｊられました。
そこで、費用があまりかからない手軽な観測方法としてデジタルカメラによる測光を始めることとしま
した。（2004年度に日本学術振興会から科学研究費補助金の助成を受けて開発研究を行いました）
しかし，光度変化が１年より長い周期だとわかってきたので，検証の必要性がなくなりました。
(2)Ｖ等級の変動の周期性＝
ベテルギウスは一般的には約2000日周期で１.2等程度までの減光があるとされているが、私の過去１６
年間の観測結果からはそのような周期の変動は見られず、増光時を見る限り、３２０～４４０日の周期で
顕著に変光していると見受けれられます。
「参考」 従来公表されている変光周期
＝ ２３３５日(Stother,R.Leung,K.C.,1971:Astrn.Astrophys.,Vol.10)
（The Bright Star Catalogue,
NORTON'S STAR ATLAS）
２１１０日（CAMBRIDGE STAR ATLAS）
２０７０日（下保茂）
(3)周期解析の結果 ＝
下記〔図－３〕は，上記〔図－１〕と〔図－２〕の観測結果を，松永典之氏（木曽観測所）にお願いしてフーリエ変換
していただいた結果を示したものです。
周期解析の結果によると，この間の変光周期としては ４．２×１０２日が有力な値で，３２０日，２１０日なども
周期として考えられると言う程度で，２０００日前後の周期については確認できないという判断でした。
〔図－２〕
(4)2020年のベテルギウスの異常減光を機会にそれまでの２０年にわたる観測結果をPeriod04というフリーソフト
でフーリエ解析し直ています。
(5)
(6)ＵＢＲＩ各バンドの観測結果は
ベテルギウスの色指数の観測報告 をご覧下さい。
５．その他
(1) 観測効率の向上 ＝
変光星と標準星10星ほどを観測するのにほぼ３～４時間を要します。この間に大気の透明度が変われ
ば観測精度に大きく影響するため良好な結果が得られません。
そこで，空の状況が変化しない間に短時間で観測を終了させる必要に迫られ，観測機器と観測環境の
改善に努めてきました。2006年２月に東京大学理学部から三鷹光器の３０ｃｍカセグレイン望遠鏡が
移設されて，観測能率が格段と向上しましたが，メインテナンスや修理での費用や苦労は大きなものが
ありました。
2012年８月，それまでNEC-PC9801のパソコンで制御していた駆動部を昭和機械製作所に依頼して
Windowsパソコンで駆動するように改造しました。結果的に導入が迅速に行えるようになりました。
なお，前回の改造では赤緯軸のエンコーダー用の平歯車を使用していましたが、バックラッシュが多くなり
観測効率が悪くなったので、昭和機械製作所に再改造を依頼して2015年２月にウォームギアとしました。
(2) 観測対象の増加 ＝
上記の観測効率の向上によって，ベテルギウスの観測の他にρPer，ηGemの半規則変光星の観測
εAur，αTau，αCMiなどの明るい変光星とοCetが増光したときの観測も行っております。
(3) 変光周期の検証 ＝
ベテルギウスは従来ほぼ2000日の変光周期が知られていますが，これまでの観測結果では2000日に
近い周期が認められませんでした。
2022年までで，フリーソフトPeriod04によるフーリエ解析 の結果、
2159±13d，404.5±0.6d，
202.2±0.2d，
378.1±0.5d，
5295±240dなどを得ています。
（4）観測の報告＝
論文 http://oejv.physics.muni.cz/issues/oejv_0233.pdf
"UVBRI PHOTOMETRY OF BETELGEUSE OVER 23YEARS SINCE 1999"
「変光星観測者会議2023」で受賞記念講演 「ベテルギウスを継続観測して」２０２３年７月２２日
http://nga_str.0.007.jp/vsconf2023.pdf 集録の 9ペ－ジから15ページ
日本天文学会会誌「天文月報」2023,11月号
受賞報告「ベテルギウスの５色測光をを続けて」
https://www.asj.or.jp/jp/activities/geppou/item/116-11_591.pdf
ベテルギウスの色指数の観測報告
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