矮新星 MASTER OT
J004527.52+503213.8の測光観測松井瀬奈、田邉健茲（岡山理科大学）

Fig. 1. Outburst検出時の撮像データ(Denisenko, D., et al. ATel#5399 より抜粋)

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目次
1. 序論
2. 目的天体について
3. 観測
4. データ処理
5. 光度曲線6. 解析結果
7. 結論
8. 今後の課題
9. 引用・参考文献

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１．序論• 矮新星とは、激変星の一種である。
• 激変星とは、白色矮星と晩期型恒星(Reddwarf)との連星系で、急激な増光を示す。
• 激変星は増光の規模によって新星、回帰新星、矮新星、その他に分類されている。
• 恒星から白色矮星に流れ込んでいる物質によって降着円盤が形成される。
• 矮新星は降着円盤が不安定になって増光すると考えられている。

Fig. 2. 矮新星の想像図 (credit: 国立天文台)

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２． 目的天体について• 私自身の卒業研究に適した天体を探していた
際、Denis Denisenko氏による[vsnet-alert24843]を見つけ、岡山理科大学天文台で観測ができそうな明るさ(13等級)であったため、この天体を測光観測してみることにした。
• 光度曲線を求めることと、それに基づき、この矮新星のタイプを決めることが本研究の最終目的である。
• 2013年に初めてCassiopeia座に発見された。
• (l, b) = (121.96(18)°, -12.32(17)°)であることから、この天体はかなり銀河面に近い。

Fig. 3. Cas,Cep付近の星図白丸が目標天体の位置を示す(credit: StellaNavigator9にて作成)

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３．観測
（１）概要
• 口径23.5cmのシュミットカセグレン式望遠鏡にCCDカメラを取り付けて9日間測光観測を行ったので、その観測結果を報告する。
• 目標星、比較星は右図に記す。
黄色：目標星T1 (Target Star 1)

MASTER OT J004527.52+503213.8
桃色：比較星C2 (Comparison Star 2)
TYC3270-1038-1 V等級：11.51 [0.09]

緑色：比較星C3 (Comparison Star 3)
TYC3257-553-1 V等級：12.10 [0.17]

Fig. 4. 2020/10/25の撮像データ（岡山理科大学天文台）

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（２）観測装置
鏡筒：Celestron社 C9
口径：235mm
焦点距離：1480mm (レデューサー使用；F6.3)

光学系：Schmidt-Cassegrain

CCDカメラ：SBIG社 ST-9XE
冷却方式：1段電子冷却 (ペルチェ素子)

チップサイズ：10.2×10.2mm (512×512pixels)
pixelサイズ：20×20μm

赤道儀：Vixen社 SXD2望遠鏡コントローラー：Vixen社 STAR BOOK TEN

Fig. 5. 岡山理科大学天文台 北ドーム
23.5cm望遠鏡（白い板はFFを撮るためのディフューザー）連星系・変光星研究会2020＠オンライン 2021/1/31(JST) Matsui, A. Sena., Tanabe, Kenji.

（３）観測施設• 岡山理科大学天文台では、望遠鏡ドームが並ぶ屋上のすぐ下の7階に制御室がある。
• 観測は制御室より遠隔操作で行った。
CCDカメラ制御ソフト：CCDOps
赤道儀制御ソフト：AstroArts社
StellaNavigator 9
Fig. 6. 岡山理科大学天文台 概略図（手前は分光観測専用観測室、奥が測光観測専用観測室）

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（４）観測ログ
Table 1. Observation log (全てJST)

観測日
開始
終了
撮影枚数
10月24日
翌4:51
翌5:05
14
10月25日
19:29
翌5:10
468
10月26日
20:01
翌4:43
286
10月27日
21:27
翌5:04
360
10月28日
10月29日
19:53
翌4:56
342
10月30日
18:59
翌5:18
598
10月31日
19:33
翌4:49
532
11月1日
11月2日
11月3日
18:32
20:54
142
11月4日
18:07
翌5:21
636
11月5日

• 10/25から11/5(JST)にかけて計９夜観測を行った。
• 2020/10/25 3:20(JST)受信の[vsnet-alert 24843] を受け、3:30に観測準備を開始、4:51に観測を開始した。
• 必ずしも良い天気ばかりではなく、データが取れない日も多くあった。
フィルター：Clear
露出時間：60秒

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４．データ処理• ソフトはAstroImageJ(version：3.2.0)を使用した。
• このソフトは、当研究室で日常的に活用している人はいない。
• AIP for Windows(version：2)がWindows7でしか動かないことから、今後岡山理科大学天文台で観測を続けていく人がWindows10を用いた解析の際に困らないためにも、まずは私が使用方法を確立し、マニュアル化を進めてみたい。

Fig. 7. AstroImageJ 起動時の画面

Fig. 8. AstroImageJ 測光中の一画面
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５．光度曲線（１）全体の光度曲線-1.5-1-0.5

Delta Mag

00120.53456789101112JD-2459147

11.522.5
3T1-C3

3.5

C2-C34Fig. 9. 全体の光度曲線 C2=TYC3270-1038-1_C3=TYC3257-553-1連星系・変光星研究会2020＠オンライン 2021/1/31(JST) Matsui, A. Sena., Tanabe, Kenji.

（２）2013年のoutburstとの比較
0 00.5123456789101112JD-2459147

11.5

Delta Mag22.5

33.544.5

10 days

10 days55.5Fig. 10. 岡山理科大学天文台における2020/10/24-11/4の光度曲線

Fig. 11. 2013/9/19-9/30の光度曲線 (credit:AAVSO)

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（３）日ごとの光度曲線の例-1.5-1-0.5Delta Mag00

120.5

3456789

101112JD-2459147

11.52
2.5
3T1-C3

3.5C2-C34Fig. 9. 全体の光度曲線 C2=TYC3270-1038-1_C3=TYC3257-553-1連星系・変光星研究会2020＠オンライン 2021/1/31(JST) Matsui, A. Sena., Tanabe, Kenji.

JD-2459147

JD-2459147
0.80.833.13.2

3.3

5.9

3.4

Delta Mag

Delta Mag

2.9

1.3

6

6.1

6.2

6.3

6.4

1.3

1.8

1.8

T1-C3

T1-C3

C2-C3+1.5

C2-C3+1.5

2.3

2.3

Fig. 12. 2020/10/27(JST)の光度曲線

Fig. 13. 2020/10/30(JST)の光度曲線

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６．解析結果• 得られたピーク１つ１つに対して最小二乗法によるフィッティングを行い、近似式から得られる極大値をピークとみなし、2つの極大値を減算することによりハンプの周期を算出することを試みた。
• フィッティングは2次式と3次式で試した。

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10/26 peak(1/1)≃1.9925[JD-2459147]≃1.9912(4) [JD-2459147]

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10/27 peak(1/3)≃3.0382[JD-2459147]≃3.0394(5) [JD-2459147]

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10/27 peak(2/3)≃3.1996[JD-2459147]≃3.1983(4) [JD-2459147]

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10/27 peak(3/3)≃3.2798[JD-2459147]≃3.2796(6) [JD-2459147]

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10/30 peak(1/4)≃6.0088 [JD-2459147]≃6.0166(9) [JD-2459147]

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10/30 peak(2/4)≃6.0835[JD-2459147]≃6.079(7) [JD-2459147]

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10/30 peak(3/4)≃6.1687[JD-2459147]≃ 6.162(9) [JD-2459147]

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10/30 peak(4/4)≃ 6.2614[JD-2459147]
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11/03 peak(1/1)≃9.9319[JD-2459147]≃9.9321(13) [JD-2459147]

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７．結論• 得られた日ごとの極大時刻は以下の通りであった。
Table 2. 極大時刻(日付：JST、極大時刻：JD-2459147)

10月26日1.9912(4)10月27日3.0394(5)3.1983(4)3.2796(6)10月30日6.00886.0835

6.1687

11月3日

9.9321(13)6.2614 (誤差未計算)• ハンプの周期は10月27日の連続したデータから0.08132±0.00010日（117.1±1.4分）という暫定的な結果が得られた。

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８．今後の課題• フィッティングは2次式と3次式の両方で試したが、どちらが有用なのかよ
く分からない観測結果も多くあったため、データがどちらを支持するか検証をする必要がある。
• 赤池情報量基準(AIC)を用いたフィッティングの次数選択• 10/30のデータは範囲を谷まで広げすぎている可能性あり→データの範囲の再検討• 3次式でのフィッティングも誤差を算出• さらに、O-C diagramを作成することによって、ハンプの周期の値を検討することを考えている。

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９．引用・参考文献• AstroImageJ 2.4.1 User Guide plus Getting Started with Differential Photometry• Coel Hellier “Cataclysmic Variable Stars” (Springer, 2001)• Collins, K. A., Kielkopf, J. F., et al. 2017, AJ, 153, 77• Denisenko, D. 2020, vsnet-alart 24843• Denisenko, D., Lipunov, V., et al. 2013, ATel, 5399, 1• Kato, T., Dubovsky, P. A., et al. 2014, PASJ, 66, 90• Kato, T. 2015, PASJ, 67, 108• Percy J. “Understanding Variable Stars”(Cambridge, 2007),pp228-255• Ritter, H., Kolb, U. 2003, A&A, 404, 301• SIMBAD Basic data:USNO-B1.0 1405-00020846• Tanabe, K., Akazawa, H., et al. 2017, IBVS, 63, 6251
• Tanabe, K., Ohtani, N. 2015, PoS, 46• Wakamatsu, Y., Isogai, K., et al. 2017, PASJ, 69, 89• 大谷徳紀, 卒業研究, 矮新星 AY LyrおよびASASSN-14jvのCCD測光観測と解析 (岡山理科大学・田邉研究室,2015)• 鈴木 仁, 「画像処理・測光フリーソフト”AstroImageJ”（AIJ）の使い方について」～我流入門 (変光星観測者会議・明治大学 生田キャンパス,2017)• 能勢樹葉, 卒業研究, 青い超巨星P Cyg(はくちょう座P星)の分光ならびに測光観測 (岡山理科大学・田邉研究室,2010)
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