SAG: Stars and Galaxies Vol. 4, id. 4, 2021 December 28
c 2021. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝

なゆたNIC近赤外線撮像観測による遠方クェーサーの変光調査
関根章太 1 , 井上昭雄 1,2 , 斎藤智樹 3 , 山中郷史 41

早稲田大学理工学術院先進理工学研究科物理学及応用物理学専攻, 169-8555, 東京都新宿区大久保 3-4-1
2
早稲田大学理工学術院総合研究所, 169-8555, 東京都新宿区大久保 3-4-1
3
兵庫県立大学 天文科学センター 西はりま天文台, 679-5313, 兵庫県佐用町西河内 407-24鳥羽商船高等専門学校, 517-8501, 三重県鳥羽市池上町 1-1

A study of the luminosity variability of distant quasars by near-infrared imaging
with Nayuta/NIC
Shota Sekine 1 , Akio K. Inoue 1,2 , Tomoki Saito 3 , Satoshi Yamanaka 4
1

Department of Physics, School of Advanced Science and Engineering, Faculty of Scinece and Engineering, Waseda University, 3-4-1 Okubo,
Shinjuku-ku, Tokyo 169-8555, Japan
2
Waseda Research Institute for Science and Engineering, Faculty of Science and Engineering, Waseda University, 3-4-1 Okubo, Shinjuku-ku,
Tokyo 169-8555, Japan
3
Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo,
407–2 Nishigaichi, Sayo-cho, Hyogo 679-5313, Japan
4
NIT Toba Collage, 1-1 Ikegami-cho, Toba-shi, Mie 517-8501, Japansekisyo@toki.waseda.jp(Received 2021 November 1; accepted 2021 December 18)

概要
遠方宇宙の明るい活動銀河核クェーサーの大質量ブラックホールの起源は大きな謎である．この問題を議論する一つの方法として，クェーサーの変光を観測することが考えられる．そこで私たちは，4 つのクェーサー，PSO 183+05 (赤方偏移z = 6.44)，PSO 338+29 (赤方偏移z = 6.66)，ULAS J1120+0641 (赤方偏移z = 7.09)，ULAS J1342+0928 (赤方偏移z = 7.54)について，なゆた望遠鏡NICを用いて，J, H, Ks の３バンド同時撮像を1週間〜2年間に渡って行なった．それぞれのターゲットの変光の有無について，文献値との比較も行い調査した．PSO 338+29とULAS J1342+0928のJ バンドについて，∼ 2σ 程度の変光の兆候が見られた．今後，継続して観測を行い変光が実際に起きているのか確認していく必要がある．また，変光調
査の性質上，等級を正確に求めることが重要であり，慎重に検討を行なった．そのため本研究では，誤差をポアソン誤差，ゼロ点補正誤差，周辺星補正誤差の 3 つの成分からなると考え，誤差を評価した．さらに2021年の観測では，誤差を改善するためディザリング点数を10点から7点に変えて観測を行なった．ディ
ザリング点数の変更による，測光誤差への影響は見られなかった．他の誤差への影響は今後の検討課題である．

Abstract
The origin of supermassive blackholes in quasars, distant Active Galactic Nuclei, is a great mystery. One possible way to address this problem is to observe the luminosity variability of quasars. In this paper, we present time
variability analyses for four quasars, PSO 183+05 (redshift z = 6.44), PSO 338+29 (redshift z = 6.66), ULAS
1120+0641 (redshift z = 7.09) and ULAS 1342+0928 (redshift z = 7.54) based on near-infrared imaging observations with NIC (Nishiharima Infrared Camera) on the Nayuta Telescope over one week to two years. We haveexamined whether these targets have time variability in luminosity in our data and in literature. J band magnitudeof PSO 338+29 and ULAS J1342+0928 show ∼ 2 σ level possible signs of the variability. We need to continue toobserve these quasars to conﬁrm whether the variability is real. For the variability research, it is important to obtain
magnitude accurately. In this paper, we have carefully examined the magnitude uncertainty which is considered
to be composed of Poisson errors, zero-point errors, and systematic errors compared with stars around the targets.
Furthermore, we carried out 7-point dithering observations during the 2021 run, instead of the default setting of
10-point dithering, in order to reduce the uncertainties. However, we could not see the reduction of the Poisson error
by the change of dithering points. The effect on other errors is a subject for future study.
Key words: quasars: supermassive black holes

2
1. Introduction

S. Sekine et al.

Vol. 4,

い．そのため，本研究では高赤方偏移でも低赤方偏移と同様に変光が観測されるかを調査することを目的とする．
今回ターゲットとする赤方偏移z ∼ 7では，天体静止系での紫外線放射は観測系では近赤外線領域に赤方偏移する．
そのため，紫外線の変光やカラー変化を観測するのに，な
ゆた望遠鏡 NIC は今回の目的に適した観測装置である．
本論文の構成は以下の通りである．2章では，観測したクェーサーや解析手法を説明する．3章では，各クェーサーの測光結果を示し，4 章で誤差改善等の考察を行なった．
本論文の等級は AB 等級である (Oke & Gunn 1983)．宇宙論パラメータを H0 = 67.4 km s−1 Mpc−1 ，ΩM = 0.315，ΩΛ = 0.685 と仮定した (Planck Collaboration 2020)．

クェーサーは活動銀河核(AGN)の一種で，超大質量ブラックホールへの質量降着によって放射をしている天体である．強く放射をしているため，非常に遠方でも発見することが可能である．現在発見されているクェーサーの中では，赤方偏移 z = 7.64 の J0310-1806 が最遠方である (Wanget al. 2021)．このクェーサーには MBH = 1.6 × 109 M⊙ のブラックホールがあると報告されている．つまり，z > 7のような遠方でも超大質量ブラックホールが存在しているということである．しかし，限られた宇宙年齢の中で莫大な質量を集めることができるのか，という問題がある．Bañados et al. (2018)では，赤方偏移z ∼ 7で109 M⊙ のブラックホールが存在するためには，赤方偏移 z ∼ 40 で 2. Observations and Methods
103 M⊙ のブラックホールが存在し，それがEddington降着
なゆた望遠鏡NICを用いて，近赤外線(J,H,Ks )の3バン率で成長し続ける必要があることを示した．しかし，初代星の形成はz ∼ 30で∼ 102 M⊙ の恒星とされている．そ ド同時撮像を行なった．観測したクェーサー，観測日，合のため，z ∼ 40 で ∼ 103 M⊙ のブラックホールが存在する 計の観測時間，赤方偏移はTable 1に示す．1フレームあたのは難しいかもしれない．さらに，一般的なクェーサー りの積分時間は 240 秒である．
は Eddington 降着率の 10% 未満の降着率であり，赤方偏移
Table 1. A summary of our observations.
z = 40 ∼ 7 (7億年)の間Eddington降着率を維持することはName of quasars
Observing date (YYYY.MM.DD)* Exposure time (sec) Redshift
難しいと思われる．よって，Super-Eddington降着率になったり，Sub-Eddington 降着率になったりと変動することが2020.04.16 (30)7200
自然ではないかと考えられる．
PSO 183+05
2020.04.23 (20)
4800
6.44
Super-Eddington降着率やSub-Eddington降着率の判断は，2020.04.24 (30)7200
Eddington 比を用いる．Eddington 比は λEdd = Lbol / LEdd
2019.05.29 (20)4800で求められる．ここで，Lbol は bolometric 光度，LEdd はPSO 338+29
2020.04.15 (5)
1200
6.66
Eddington 光度である．ブラックホールへの質量降着率を2021.05.30 (14)3360
Ṁ とすると，クェーサーの光度は Lbol = η Ṁ c2 と表され2019.04.06 (19)4560
る．ここでの c は光速，η は放射効率である．これらの値
ULAS J1120+0641
2020.04.16 (19)
4560
7.09
の求め方は，4.Discussion で詳しく説明する．λEdd ≥ 1 の2020.04.24 (30)7200
ときは Super-Eddington 降着率で，λEdd ≤ 1 のときは Sub2019.04.06 2019.05.29 (59)14160
Eddington 降着率と判断する．ただし，Super-Eddington 降
ULAS J1342+0928
2020.04.15 2020.04.24 (50)
12000
7.54
着率のときは，光子トラッピングの効果が強くなり，放2021.05.30 (10)2400
射された光子の一部はブラックホールに吸収され放射効*率が下がるため，質量降着率の増加に対し，ボロメトリッ
The numbers in the parentheses are the numbers of the observed shots.
ク光度の増加量が小さくなる (Mineshige et al. 2000; Lu et
画像の一次処理はなゆた望遠鏡NICのデータ解析マニュ
al. 2019)．つまり，λEdd ≥ 1のときは，その値以上に実際の質量降着率が大きい可能性がある．いずれにしても光 アル1 に従って行なった．以下にその手順を示す．
度と質量降着率は関係があるため，クェーサーの光度変1. ダーク引き化を調べることで，ブラックホールの質量降着率の変化、
2. フラット割り
ひいては成長過程を議論できる．
3. バッドピクセル・ホットピクセル除去
一般に低赤方偏移のクェーサーは変光することが知ら
4. スカイ引きれている(de Vries et al. 2003)．変光の原因は降着円盤の不5. 縦縞パターン除去
安定性や星の衝突などが挙げられている (Kawaguchi et al.
6. 位置合わせ，重ね合わせ
1998; Courvoisier et al. 1996)．特に，紫外線のカラー変化
7. 測光
は標準降着円盤モデルにおいて，質量降着率の変化によ
測光は，ターゲットの全等級を測定している．ターゲッ
る円盤温度の変化で説明できる可能性が示された (Sakata
et al. 2011)．実際にこれまでの観測で，比較的低赤方偏移 トの動径輝度分布を描き，ガウス関数でフィッティングをのクェーサーは数ヶ月から数年単位で変光していること 行い，標準偏差 σ を 3 倍した値をアパーチャー半径としてがわかっている (Vanden Berk et al. 2004; Kaspi et al. 2021)． 測光した．アパーチャー半径の典型的な値は∼ 2.5秒角で，Vanden Berk et al. (2004)によると，∼ 25000個のクェーサー アパーチャー内に他の天体が入り込んでいることはなかの変光を調査し，変光のタイムスケールは数ヶ月から数年 った．
変光調査の性質上，等級を正確に求めることが重要でで，変光は0.1–0.2等程度であった．赤方偏移z ∼ 7のクェー
サーが同様のタイムスケールで変光していると仮定する あり，誤差の検討を慎重に行なってきた．本研究では，誤と，観測者にはその(1 + z)倍の時間で観測されるので，1– 差 ∆m を測光誤差，ゼロ点補正誤差，周辺星補正誤差の 3成分からなると考え，誤差を評価した．
10年程度のタイムスケールで変光すると考えられる．
高赤方偏移のクェーサーは見つかって間もないものも 1 http://www.nhao.jp/˜nic/nic wiki/index.php?NIC 解析
多いので，変光，カラー変化の観測はあまり進んでいなマニュアル

id. 4
A study of the luminosity variability of distant quasars by near-infrared imaging with Nayuta/NIC√
2
2
2
Table 2. The result of PSO 183+05 (AB magnitude)∆m = 測光誤差 + ゼロ点補正誤差 + 周辺星補正誤差 .(1)
測光誤差は，画像のポアソン誤差とした．ポアソン誤差は以下の式で与えられる．

1.086∆mPoisson error =
.
S/N

(2)

S/N 比の求め方は，random aperture photometryという方法で行なった．まず，1000個のアパーチャーを画像上にランダムに配置し測光する．その時のアパーチャーは，画像内の点源の PSF を測り，その FWHM の 2 倍を直径とした．典型的なPSF FWHMは∼ 1.5秒角であった．測光したカウン
ト値のヒストグラムを描き，ガウス関数でフィッティングを行なった．その時の標準偏差をその画像のノイズとした．ターゲット天体シグナルのカウント値もアパーチャー
半径を合わせて測光した．これで得られた S/N 比を全等級の S/N 比とした．
ゼロ点補正誤差は，等級のゼロ点を求めたときの回帰直線と観測した等級との差を反映しており，視野内の平均大気透過率の揺らぎを評価している．ゼロ点補正は視野内の複数の星を使い，そのカウント値と 2MASS カタロ
グの測光値とを比較して行なった．2MASS カタログの等級と，観測した星のカウント値を等級換算した値を，それぞれ縦軸，横軸にとったグラフを作成し，回帰直線を描いた．その回帰直線と観測した等級との差の RMS をとってゼロ点補正誤差とした．
周辺星補正誤差は，各観測日で同じ星を観測したときの等級の揺らぎを反映しており，視野内のスカイの局所的な揺らぎを評価している．視野内の星を各観測日で測光し，加重平均をとる．いくつかの星に対して同様に行い，各観測日の測光値と加重平均との差の絶対値を平均して周辺星補正誤差とした．
誤差をなるべく小さくするため，ディザリングの点数を変更した観測を2021年に行なった．なゆた望遠鏡NICのHgCdTe検出器は4つの独立した象限に分かれている．チャンネルごとの感度差が誤差に影響すると考え，なるべくターゲット光を１つの象限に落ちるように観測をした．しかし，従来の10点ディザリングでは星の広がりが重ならないようにするため，どうしても半径が大きくなる．そのため，なるべくディザリング半径が小さくなるように，ディ
ザリングの点数を10点から7点に変更した．従来の10点ディザリングでは半径は10秒角であった．これまでの観測のときの星像の広がりに比べて十分大きくなるように，7点
ディザリングでは 6 秒角にした．この変更は 2021.05.30 に行い，PSO 338+29 と ULAS J1342+0928 の 2 つを観測した．

3

J bandH bandKs band2020.04.16

19.78 ± 0.12

19.58 ± 0.27

19.40 ± 0.32

2020.04.23

20.41 ± 0.53

19.89 ± 0.48

19.28 ± 0.51

2020.04.24

20.21 ± 0.44

20.06 ± 0.54

20.06 ± 0.37

3.2. PSO 338+29
測光結果を Table 3, Fig 3 に示す．画像を Fig 4 に示す．
2021.05.30 のデータは 7 点ディザリングに変更した観測である．Fig 3の2014年の等級はVenemans et al. (2015)の値である．
Table 3. The result of PSO338+29 (AB magnitude)

J band*Ks band20.93 ± 0.28

20.18 ± 0.36

2020.04.15*> 19.99> 20.32> 19.512021.05.30> 20.12> 20.25> 19.882019.05.29

20.18 ± 0.25

H bandMagnitude lower limits are 3 σ limits.

Fig 3より，H バンドと Ks バンドの等級は誤差の範囲で一致している．J バンドは2014年から2019年にかけて増光している可能性がある．その差は0.53 ± 0.25であり，2.1σの有意性である．また，観測装置が違うこともあり，系統的にずれた可能性を否定できない．引き続き観測を行い，確かめる必要がある．以上の結果より，PSO 338+29はJ バ
ンドで変光している兆候が見られた．
本クェーサーは暗いため (mJ = 20.74, Venemans et al.
2015)，等級の下限値で与えられることが多かった．2021
年の観測でも等級は下限値であったため，ディザリング点数の変更による測光誤差への影響を議論することができなかった．
3.3. ULAS J1120+0641
ULAS J1120+0641の測光結果をTable 4, Fig 5に示す．画
像を Fig 6 に示す．
Table 4. The result of ULAS J1120+0641 (AB magnitude)

J bandH bandKs band2019.04.06

20.30 ± 0.16

20.07 ± 0.16

20.03 ± 0.13

3. Results

2020.04.16

20.15 ± 0.38

20.07 ± 0.14

20.13 ± 0.19

3.1. PSO 183+05

2020.04.24

20.40 ± 0.17

20.23 ± 0.08

19.77 ± 0.09

PSO 183+05 の測光結果を Table 2, Fig 1 に示す．画像をFig 5 より，J バンドと H バンドの等級は誤差の範囲
Fig 2 に示す．
で一 致 し て い る ．Ks バ ン ド に お い て ，2020.04.16 か ら
Fig 1より，J バンドとH バンドの等級は誤差の範囲で一
2020.04.24
にかけて誤差を超えて等級が変化し，その差は致している．Ks バンドは2020.04.23から2020.04.24にかけ
0.36
±
0.21
であり，1.7 σ 程度の有意性である．変光の兆て，等級が0.8等程度変化しているが，誤差が大きいため1σ の範囲で一致している．また，わずか1日(クェーサー静 候が見られるが，それぞれのデータの誤差も大きいため，
止系では約3時間)で変光が起こったとは考えづらい．以上 変光していると結論づけるのは難しい．また，クェーサーの結果より，PSO 183+05は有意な変光は見られなかった． 静止系では約1日程度の間隔であり，変光のタイムスケー
ルとしては短すぎる可能性がある．継続した観測により，実際に変光が起きているか確かめる必要がある．以上の

4

S. Sekine et al.

Magnitude [AB]

18.5

18.5

J bandVol. 4,18.5

H band

19.0

19.0

19.0

19.5

19.5

19.5

20.0

20.0

20.0

20.5

20.5

20.5

21.0

21.0

21.0

21.5
2020-04-01

21.5
2020-04-302020-04-01

2020-04-15

2020-04-15

Observing dates

Ks band21.5
2020-04-302020-04-01

2020-04-15

2020-04-30

Fig. 1. Time variability of PSO 183+05

5°06'00"

5°06'00"

05'30"

05'30"

05'30"

00"

00"

00"

04'30"

04'30"

04'30"

00"

00"

00"

Dec

5°06'00"

12h12m30s

27s

24s

21s

12h12m30s

27s

R.A.

24s

21s

12h12m30s

27s

24s

21s

Fig. 2. Final image of PSO 183+05 from left to right J, H, Ks band. (Observing date:2020.04.24) :Top left panel shows an enlarged view of the target
with a side length of 10 arcsec.

20.30 ± 0.02で，2019年と2020年を平均した等級は20.66 ±0.15 である．その差は，0.36 ± 0.15 であり，2.4 σ 程度の有意性である．さらに，2005 年–2011 年のデータの等級3.4. ULAS J1342+0928と，2019 年と 2020 年を平均した等級は誤差の範囲で一致
ULAS J1342+0928 は 観 測 回 数 が 多 く，2019.04.06, しており，2017 年の等級のみ明るい．2017 年のデータは2019.05.29 の デ ー タ，2020.04.15, 2020.04.24 の デ ー タ を Magellan/Fourstar infrared cameraで観測されたものである．
そ れ ぞ れ 足 し 合 わ せ た ．さ ら に ，2021.05.30 の デ ー タ Magellan 望遠鏡は口径が 6.5m もあるため高感度で，測光は，7 点ディザリングに変更した観測である．測光結果 値の誤差も0.02等とかなり小さい．観測装置の違いによるを Table 5, Fig 7 に示す．Fig 7 には，2005 年–2011 年のデー 系統誤差の可能性は否定できないが，2017 年に増光してタと 2017 年のデータをプロットした (Bañados et al. 2018)． いた可能性は十分にあると考えられる．実際，この変光2005 年–2011 年のデータは正確な日時が不明であったた のタイムスケールは，クェーサーの静止系で約3ヶ月程度
め，2008 年にプロットしている．画像を Fig 8 に示す．
であり，低赤方偏移で観測されている結果と同程度である (Vanden Berk et al. 2004)．以上の結果より，実際に J バ
Table 5. The result of ULAS J1342+0928 (AB magnitude)
ンドで変光を捉えた可能性が高い．そのため，今後の追観測で確かめる必要がある．
J bandH bandKs band
結果より，ULAS J1120+0641 は Ks バンドで変光の兆候が見られたが，確実な変光とは言えない．

*

2019

20.64 ± 0.23

20.13 ± 0.12

20.26 ± 0.40

2020

20.67 ± 0.20

19.98 ± 0.17

> 17.57*2021> 20.29

20.50 ± 0.29

> 20.24

Magnitude lower limits are 3 σ limits.

Fig 7 より，H バンドと Ks バンドの等級は誤差の範囲で一致している．J バンドの 2017 年の等級が誤差の範囲を超えて明るくなっている．2017 年の等級と，2019 年と2020 年を平均した等級との差を考える．2017 年の等級は4. Discussion
本研究で観測したクェーサーでは，J バンドと Ks バン
ドで変光の兆候が見られた．しかし，ULAS J1120+0641の Ks バンドはタイムスケールが短く，変光も 2 σ 未満なので変光していたとは言い難い．PSO 338+29 と ULAS
J1342+0928 の J バンドはある程度のタイムスケールで，2 σ を超える変光が見られたので，実際に変光している可能性がより期待できる．もし，観測された変光が実際にあったとした時，ブラックホールへの質量降着率がどの程

id. 4

A study of the luminosity variability of distant quasars by near-infrared imaging with Nayuta/NIC

Magnitude [AB]19.0

J band19.0

H band

19.0

19.5

19.5

19.5

20.0

20.0

20.0

20.5

20.5

20.5

21.0

21.0

21.0

21.5

21.5

21.5

5

Ks band22.0
2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020 2021 2022 22.0
2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020 2021 2022 22.0
2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020 2021 2022

Observing dates

Dec

Fig. 3. Time variability of PSO 338+29

29°32'00"

29°32'00"

29°32'00"

31'30"

31'30"

31'30"

00"

00"

00"

30'30"

30'30"

30'30"

00"

00"

00"

29'30"

29'30"

29'30"
22h33m00s

32m57s54s

51s

22h33m00s

32m57s

R.A.

54s

51s

22h33m00s

32m57s54s

51s

Fig. 4. Final image of PSO 338+29 from left to right J, H, Ks band. (Observing date:2019.05.29) :Top left panel shows an enlarged view of the target
with a side length of 10 arcsec.

度変化したかを考える．まず，式(3)により，等級差からフラックス密度の比に換算した．
mag2 − mag1
fν1
2.5
= 10
.
fν2

(3)

ここでGは万有引力定数，cは光速，mp は陽子質量，σT はトムソン散乱断面積，MBH はブラックホール質量である．
Eddington比はbolometric光度で定義されている．bolometric光度は，観測光度から変換して求める．まず，観測光度
は式 (6) で求めた．

ULAS J1342+0928 の 2017 年 の 等 級 と ，2019 年 と 20202
Lobs = 4 πDL
νfν .
(6)
年を平均した等級との差をフラックス密度比にすると
fν2019−2020 / fν2017 = 0.72 ± 0.10となる．従って，2017年 ここでの ν はバンド中央の周波数とした．bolometric 光度から 2019-2020 年にかけて 30%程度の減光となっている． は Lbol = 3.81 × Lobs で求めた (Shen et al. 2011)．変換係
光度密度とフラックス密度は式 (4) で表される．
数の3.81は1350Åのものであるが，赤方偏移z = 7.54では11529Åに赤方偏移し，J バンドと近い波長であるので，等Lνfν =(1 + z).
(4) しいという仮定をおいた．2017 年の Eddington 比は 1.80 ±2
4 πDL
0.08 となる．2019 年，2020 年を平均したものの Eddington
ここでDL は光度距離である．そのため，フラックス密度 比を求めると，1.29 ± 0.45 となる．他の赤方偏移 z ∼ 7
比がそのまま光度密度比となる．クェーサーの光度と質量 のクェーサーと比較すると，同程度の値で整合的である
降着率は比例関係にある．さらに，クェーサーのSEDの形 (Bañados et al. 2018; Venemans et al. 2015)．ただし先行が変化しないと仮定すると，光度密度と質量降着率は比 研究では，観測光度の求め方が Lbol = 5.15 × L3000 で例関係にある．よって，質量降着率はフラックス密度比の あり，今回の求め方とは異なるため，系統的にずれてい分だけ変化する．したがって，質量降着率は30%程度変化 る可能性には十分注意が必要である．2017 年から 2019–
した可能性がある．この変化がブラックホールの成長に 2020年にかけて，Eddington比は30%程度変化しているが，とって，どの程度か Eddington 比を求めて議論する．
Super-Eddington降着率を維持している．1.Introductionで述
Eddington 比 λEdd = Lbol / LEdd を求めるため，まず べたように，ブラックホールの成長では，Eddington 降着
Eddington光度を求める．Eddington光度は式(5)で求められ 率を維持し続けるのではなく，Super-Eddington降着とSubる．
Eddington 降着の間を変動する可能性が考えられる．今回見られた 3 年で 30% の降着率の減少がこのまま継続した
4 πGcmpLEdd =(5) 場合，さらに数年後には Eddington 比が 1 を下回り、SubMBH .
σT6

S. Sekine et al.
J bandMagnitude [AB]19.6

Vol. 4,
H band

19.6

19.8

19.8

19.8

20.0

20.0

20.0

20.2

20.2

20.2

20.4

20.4

20.4

20.6

20.6
2019-04-01

2020-04-01

Ks band

19.6

20.6
2019-04-01

2020-04-01

2019-04-01

Observing dates

2020-04-01

Dec

Fig. 5. Time variability of ULAS J1120+0641

6°43'00"

6°43'00"

6°43'00"

42'30"

42'30"

42'30"

00"

00"

00"

41'30"

41'30"

41'30"

00"

00"

00"

11h20m03s

00s

19m57s11h20m03s

00s

R.A.

19m57s11h20m03s

00s

19m57sFig. 6. Final image of ULAS J1120+0641 from left to right J, H, Ks band. (Observing date:2020.04.24) :Top left panel shows an enlarged view of thetarget with a side length of 10 arcsec.

Eddington 降着率に変わるのかもしれない．今後も継続的な観測が必要である．
今回観測したクェーサーの中で 2 つのクェーサーの J バ
ンドで変光の兆候が見られた．なぜ，J バンドで変光の兆候が見られたのか理由を考える．今回注目した赤方偏移 z ∼ 7 では，C IV 輝線が J バンドに入る．C IV 輝線は1549Å であり，赤方偏移 z = 6.66 では 11865Å に，赤方偏移z = 7.54では13228Åに赤方偏移する．NICのJ バンドは11750∼13320Åであるので，どちらのクェーサーもC IV輝
線がJ バンドに入る．そのため，C IV輝線がクェーサーの変光に関係している可能性が考えられる．分光観測を行うことで，C IV 輝線が変光しているのかどうか調査を行うことも興味深い．
ディザリングの点数を変更したことによる誤差への影
響を考える．ディザリングの点数を変更した観測で，具体的な等級を与えられたものは，ULAS J1342+0928 の H
バンドのみであった．測光誤差は，ポアソン誤差と考え√ると撮像枚数 n が増えれば，1 / n で誤差が小さくなっていく．測光誤差を求められたULAS J1342+0928のH バンド
で比較する．2019年，2020年の測光誤差はそれぞれ0.09等と0.10等で，2021年は0.24等である．Table 1より，2021年
を 2019 年，2020 年に合わせて考えるとき，撮像枚数の差√を考慮すると2021年の測光誤差は約1/ 5倍される．すると，2021年の測光誤差は0.11等となり，2019年や2020年と大きな差がないことがわかる．従って，ディザリング点数の変更による誤差の改善は確認できなかった．

なお，今回はディザリング間隔を小さくするため点数を7点とした．しかし，7点ディザリングでは1点目を原点にとり，残りの6点を円周上等間隔に取ることになる．すると，その7つの点を使って同じ形の正三角形が6つでき，それぞれのディザリング点の距離と向きは3つのベクトルで表現できてしまう．もしターゲットと周囲の星の距離と向きがこの 3 つのベクトルのどれかに一致したとすると，4フレームでターゲットのディザリング点と周囲の星が重なる可能性がある．また，7 点ディザリング以外にも 9 点
ディザリングのような円周上の点を結んでできる図形が点対称であるとき，２フレームでターゲットのディザリ
ング点と周囲の星が重なる可能性がある．今回ターゲッ
トとした領域の恒星密度は低かったため，ほとんど問題にはならず，その影響による系統誤差は見出せなかった．
今後の観測では，より対称性の低い 6 点や 8 点のディザリングに変更して，観測を進めていく予定である．
次に，撮像枚数と誤差の関係を調べた．Fig 9 に撮像枚数と誤差の関係を示す．
ゼロ点補正誤差は，撮像枚数が増えても変化は見られない．一方で，周辺星補正誤差は撮像枚数が増えると小さくなる傾向が見られる．ゼロ点補正誤差は，ゼロ点決めに用いた星の等級がカタログ値に近ければ小さくなる．
枚数が少なくても明るい星はある程度正しく等級を求められているため，枚数に依存しないと考えられる．周辺星補正誤差を求める際，各観測日で同じ星を測光し，その等級の加重平均からのズレを取っている．枚数が多く

id. 4

A study of the luminosity variability of distant quasars by near-infrared imaging with Nayuta/NIC
19.50

J bandMagnitude [AB]

19.75

19.50

H band

19.75

19.50

Ks band

19.75

20.00

20.00

20.00

20.25

20.25

20.25

20.50

20.50

20.50

20.75

20.75

20.75

21.00

21.00

21.00

21.25

21.25

21.25

7

21.50 2008 2010 2012 2014 2016 2018 2020 2022 21.50 2008 2010 2012 2014 2016 2018 2020 2022 21.50 2008 2010 2012 2014 2016 2018 2020 2022

Observing dates

Dec

Fig. 7. Time variability of ULAS J1342+0928

9°30'30"

9°30'30"

9°30'30"

00"

00"

00"

29'30"

29'30"

29'30"

00"

00"

00"

28'30"

28'30"

28'30"

13h42m12s

09s

06s

03s

00"h m s
13 42 12

09s

06s

R.A.

03s

00"

13h42m12s

09s

06s

03s

Fig. 8. Final image of ULAS J1342+0928 from left to right J, H, Ks band. (Observing date:2019) :Top left panel shows an enlarged view of the target
with a side length of 10 arcsec.

測光誤差の小さいものに重みがかかり，枚数が多いほうが周辺星補正誤差が小さくなる．現状では，撮像枚数が30 枚以上の観測が少ない．今回の結果を受けて，今後は30枚以上の撮像を基本に観測を進める方針である．

5. Conclusion

枚数が多く，測光誤差の小さいものに重みがかかるためであると考えられる．
遠方の宇宙を観測する際，天体静止系の時間が観測者の時間では (1 + z) 倍となる．そのため，低赤方偏移において数年で変光すると観測されていても，高赤方偏移ではより長い時間をかけて観測する必要がある．先行研究によると，低赤方偏移では 1〜2 年の観測で変光が観測されているので，高赤方偏移では年1回の観測を10年程度続けると良いと考えられる．

本研究では，4 つのクェーサーの 1 週間–2 年間に渡る
観 測 を 通 し て ，変 光 が 観 測 で き る か 調 査 し た ．ULAS
J1120+0641のKsバンドやPSO338+29，ULAS J1342+0928の J バンドのように変光の兆候が見られたものがあった． Acknowledgement
しかし，ULAS J1120+0641 は変光のタイムスケールが短く，実際に変光が起きたとは考えづらい．PSO338+29，
西はりま天文台の伊藤洋一センター長や職員の方には，
ULAS J1342+0928 が今回観測した中では，変光していた 施設利用や観測の際に大変お世話になりました．感謝申可能性が高い．そのため今後，観測を継続して行なって し上げます．ディザリング点数について、千葉工業大学のいき，実際に変光が起きているか確かめる必要がある．J 秋田谷洋氏に有益なコメントをいただきました。感謝申バンドでの兆候が 2 つあるが，z ∼ 7 では C IV 輝線が J バ し上げます．また，査読者の方からも有益なコメントをンドに入る．そのため，C IV輝線がクェーサーの変光に関 いただきました，感謝申し上げます．
係している可能性がある．分光観測を行うことで，C IV輝
線が変光しているのかも調査を行なっていく．
References
ディザリング点数を10点から7点に変更したが，測光誤差には大きな影響がなかった．その他の誤差に対しては， Bañados, E., et al. 2018, Nature, 553, 473
まだ結論は出ていない．7 点ディザリングだけでなく，6 Courvoisier, T. J.-L., Paltani, S., & Walter, R. 1996, A&A, 308,
点や8点での観測を進めていく．また，撮像枚数を増やす
L17と，周辺星補正誤差は減少する傾向が見られた．これは， de Vries, W. H., Becker, R. H., & White, R. L. 2003, AJ, 126,周辺星補正誤差を求める際，加重平均をとっており撮像
1217

S. Sekine et al.

Around star error

1.0

J bandH bandKs band

0.8
0.6
0.4
0.2
0.0

10

20

30

40

Number of images

5060Vol. 4,

0.5

Zero point error

8

J bandH bandKs band

0.4
0.3
0.2
0.1
0.0

10

20

30

40

Number of images

50

Fig. 9. The relation between number of images and the around star error (left) or the zero point error (right).

Kaspi, S., Brandt, W. N., Maoz, D., Netzer, H., Schneider, D.
P., Shemmer, O., & Grier, C. J. 2021, ApJ, 915, 129
Kawaguchi, T., Mineshige, S., Umemura, M., & Turner, E. L.
1998, ApJ, 504, 671
Lu, K.-X., et al. 2019, ApJ, 877, 23
Mineshige, S., Kawaguchi, T., Takeuchi, M., & Hayashida, K.
2000, PASJ, 52, 499
Oke, J. B., & Gunn, J. E. 1983, ApJ, 266, 713
Planck Collaboration 2020, A&A, 641, A6
Sakata, Y., Morokuma, T., Minezaki, T., Yoshii, Y., Kobayashi,Y., Koshida, S., & Sameshima, H. 2011, ApJ, 731, 50
Shen, Y., et al. 2011, ApJS, 194, 45
Vanden Berk, D. E., et al. 2004, ApJ, 601, 692
Venemans, B. P., et al. 2015, ApJL, 801, L11
Wang, F., et al. 2021, ApJL, 907, L1

60