第４回高校生天文活動発表会～天文高校生集まれ～プログラム
２０１４年７月１３日
高校生天文活動発表会実行委員会
２０１４年７月２０日 於大阪教育大学 天王寺キャンパス 西館ホール
９：３０受付
１０：００ 開会行事 実行委員長挨拶
会場地挨拶
セッション１
１０：０５ ①宇宙の膨張速度の測定（奈良県立青翔高等学校）
１０：２０ ②アリスタルコスの地動説を検証する（京都府立城陽高等学校）
１０：３５ ③太陽活動と紫外線強度の関係２（滋賀県立米原高等学校）
１０：５０ ④流星観測による夜空の明るさ比較（京都府立桃山高等学校）
１１：０５ ⑤流星の研究（金光学園高等学校）
１１：２０ ⑥ふたご座流星群の母天体「ファエトン」についての調査（佐野日本大学高等学校）
ポスター発表紹介
１１：３５
P1 ブラックホール連星 SS433 の観測的研究（奈良県立青翔高等学校）
P2 黒点観測から求めた太陽の自転周期（兵庫県立三田祥雲館高等学校）
P3 流星電波観測２０１３－２０１４ （兵庫県立三田祥雲館高等学校）
P4 太陽の５分振動検出の試み（京都府立洛東高等学校）
P5 夜空の明るさ観測 MAP（福岡工業大学附属城東高等学校）
P6 皆既月食時の月面の色測定（兵庫県立大学附属高等学校）
P7 舞子高校天文気象部（兵庫県立舞子高等学校）
P8 Ｘ線を用いて解析する超新星（神戸市立六甲アイランド高等学校）
P9 光害の影響調査（愛知県立一宮高等学校）
S1 兵庫県南部における夜空の明るさ同時観測（兵庫県高砂市立高砂小学校 4 年）
S2 SQM のフード作り～がいとうが近くても SQM をつかいたい～（愛知県一宮市立向山小学校 3 年）
発表のない学校の学校紹介（2 校×2 分＝4 分）
大阪府立生野高等学校、京都府立西城陽高等学校、
１２：０５ 昼食（ポスターセッションを含む）第２講義室
１３：１０ 会場へ集合案内
１３：１５ 特別発表 ⑦SQM による夕方のグラデーション測定（愛知県一宮市立向山小学校 6 年）
セッション２
１３：３０ ⑧DelNova2013～いるか座新星の分光、測光（愛知県立一宮高等学校）
１３：４５ ⑨激変星 EM Cyg の分光測光同時観測（京都府立洛東高等学校）
１４：００ ⑩Mitaka を用いた天文教育普及（兵庫県立大学附属高等学校）
１４：１５ ⑪口径 13cm 反射望遠鏡の作製（奈良工業高等専門学校）
１４：３０ ⑫プラネタリウムドーム作成（兵庫県立舞子高等学校）
１４：４５ 休憩（記念写真撮影）
１４：５５ ポスターセッション（60 分）
１６：００ 講演 「太陽のフレアと太陽型星のスーパーフレア」講師 京都大学 野上大作先生
１６：４５ 質問・討論タイム・コメンテーターから・閉会行事
１６：５５ 解散

参加者のみなさまへ※発表をされなくても生徒が参加されている学校・個人は学校紹介をお願いいたします。
（パワーポイントを作成していただければ、投影いたします。
）☆口頭発表
最初に学校紹介 1 分；講演＋質疑（生徒の質問を中心に考えています）12 分、コメント 2 分（研究者のコメントです）11 分で鉦１つ、12 分で、鉦２つ 15 分で、鉦連打☆ポスター紹介 2 分 鉦１つポスターセッションは、別室で行います。ホワイトボードを用意しますので、そこに掲示していただきます。
（セロテープやマグネットなどで）口頭発表の学校も、必ずポスターをご持参ください。
受付で、データの入っている USB をお渡しください。
プレゼン用パソコンは持ち込み可能ですが、発表を円滑に行えるように特に条件がなければ、データを USB でもって来てください。
学校紹介も同様にしたいと思います。
☆ポスターは、受付時に張り出しをお願いします。遅れた場合は、昼食前に張り出してください。
☆昼食はご持参ください。学食は休日なので営業していません。
昼食は第２講義室でお済ませください。ホールは飲食禁止です。
飲料は近くに自販機があります。お弁当は大学の門の外（歩 5 分）にあるコンビニで購入できます。
休憩時の飲み物などサービスはありません。
ゴミ分別回収にご協力ください。
☆名札は各自ご用意ください。
☆予稿は各校で発表会のＨＰからダウンロードして印刷の上、会場へお持ちよりください。
http://quasar.cc.osaka-kyoiku.ac.jp/tenmon-hs/

コメンテーター
定金晃三（大阪教育大学）
福江 純（大阪教育大学）
松本 桂（大阪教育大学）
野上大作（京都大学）
加藤賢一（岡山理科大学）

場所：大阪教育大学天王寺キャンパス 西館1階ホール他〒543-0054 大阪市天王寺区南河堀町4-88
JR天王寺駅、地下鉄天王寺駅、近鉄大阪阿部野橋駅下車、徒歩約10分。
JR寺田町駅下車、徒歩5分

宇宙の膨張速度の測定
岡本 愛加、竹田 知香（高３）【奈良県立青翔高等学校】
要旨
宇宙の膨張速度を決めるハッブル定数の値を、岡山県美星天文台で低分散分光観測を行って得たデータとSMOKA（Subaru-Mitaka-Okayama-Kiso Archive system）のデータから、66.7km/s/Mpc（20.5km/s/100万光年）と算出した。
おとめ座にある初めて確認されたクエーサーである3C273についても、低分散分光観測を行った。その結果と、自分たちで決めたハッブル定数から、このクエーサーまでの距離を計算すると、701Mpc（22.9億光年）と求められた。
1．目的(1) 多くの銀河について分光観測を行い、それらの赤方偏移から求めた銀河の後退速度と銀河までの距離の関係より、
ハッブル定数を決定する。
(2) (1)で決めたハッブル定数を用いて、クエーサー3C273までの距離を求める。
2．方法
我々は、主として岡山県美星天文台の口径101cmの望遠鏡を用い、銀河の分光観測を行った。その観測及びデータ解
析の手順は、以下の通りである。
(1) 望遠鏡に低分散分光器と冷却CCDカメラを取り付け、様々な銀河のスペクトルを取得した。
(2) 「マカリ」（国立天文台・(株)アストロアーツ）により、一次処理を行い、「Be Spec」(川端哲也氏 作)を用いて、それぞれの銀河のスペクトル画像から波長と明るさの関係のグラフを作成した。
(3) 作成したグラフから、Hα線の波長のずれΔλを求めた。
(4) ドップラー効果の式（v＝c･Δλ/λ）により、銀河の後退速度vを求めた。（c は真空中の光速度、λはHα線のもとの波長6562.8Åである。）(5) NED（NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE）のREDSHIFT-INDEPENDENT DISTANCESより、各銀河までの距離を調べた。
(6) 銀河までの距離を横軸、後退速度を縦軸にとり、グラフにし、傾きからハッブル定数を求めた。
(7) (6)で求めたハッブル定数を用いて、クエーサー3C273のHα線のずれから、このクエーサーまでの距離を求めた。
3．結果
銀河名
観測場所 距離(Mpc) Hα(Å) ずれ(Å) 後退速度(km/s)
NGC67365.624 6676.61
113.8
5198.4
NGC9258.508 6577.07
14.3
653.2
NGC1068 美星天文台
12.650 6597.47
34.7
1585.1
NGC2403 （右グラフの◆）3.569 6566.23
3.4
155.3
NGC2608
26.512 6602.24
39.4
1799.8
NGC271352.933 6611.56
48.8
2229.2
NGC4100
20.825 6586.60
23.8
1087.2
NGC628
9.078
6571
8
365
NGC1003
11.002
6575
12
548
NGC1169 SMOKA
35.4336634
71
3243
NGC2512 （右グラフの●）57.1206660
97
4431
NGC270140.8316626
63
2878
NGC450118.7836608
45
2056
NGC5055
8.294
6576
13
594
NGC537129.4836616
53
2421
NGC7782
78.950
6654
91
4157

4．考察
(1) ハッブル定数は、美星天文台での観測データのみを使うと65.4km/s/Mpc（20.1km/s/100万光年）、SMOKAのデータも含めると66.7km/s/Mpc（20.5km/s/100万光年）となった。美星天文台での観測データは、7つの銀河のみであるが、R2乗値も0.8154と、SMOKAのデータを含めた場合と比べて少しだけ精度が悪かった。
(2) 3C273のHα線のずれΔλは1023.4Åと測定されるから、その後退速度は46,750km/sとなる。ハッブル定数を66.7km/s/Mpcとすると、3C273までの距離は701Mpc（22.9億光年）となり、NEDの値などとほぼ合致して
いる。
5．まとめ
自分たちで取得したデータ数の増加に伴い、ハッブル定数の精度が良くなってきた。
謝辞 本研究を行うにあたり、大阪教育大学の福江教授、松本准教授にご指導を頂きました。また、兵庫県立西はりま天文台の新井研究員、美星天文台の前野研究員には、観測のご指導を頂きました。この場をお借りして厚く御礼申し上げます。

アリスタルコスの地動説を検証する
京都府立城陽高校天文部
１ 要旨、概要
アリスタルコスは地動説を初めて提唱した人として知られているが、半月のときに月と太陽の離角を求めることで月と太陽の距離比が１：２０になることをしめした。この方法が本当に可能なのか関心を持ち、半月ごとに月の観察をして検証することとした。
２ 測定方法と結果
この観測に当たっては半月の日時をあらかじめ調べないで行った。なぜなら日時がわかっていたら先入観を持ってしまい正しい判断ができなくなると考えたからである。２０１２年１２月から２０１３年９月まで上弦と下弦の日（前後も含む）に１９回測定した。結果は、平均８７度になり、アリスタルコ
スの測定とよく似た値になった。しかし、本当の値は８９度５０分になるはずである。そこで私たちの測定をもう一度見直してみると、赤道儀に載せた平板だけでは平均８９度５４分になった。しかし、これは観測した日の単純平均であって本当の半月の瞬間に測定したものではなかった。観測の都度、半月
かどうか肉眼で判定したが、半月の３時間前後で判断したところ正しく判定できた回数が５回（４２％の正解率）、３時間以上６時間以内で半月の判定は８回（８９％の正解率）となった。（正しい判断というのは、半月の前か後か丁度かを判定し、実際の月の状態と比較した）月は太陽に対して１時間で約０．
５度移動するので３時間では１．５度となる。アリスタルコスが３度の誤りをしていたとすれば６時間の判断ミスとなるが、これは私たちの判定結果ともよく一致している。正解率が低くなるのは、青空の中で月欠け具合を判定しなければならないので非常に難しいためである。
３

結論
私たちの観測ではアリスタルコスの原理を利用して、太陽と半月の離角から距離比を精確に求めることはできなかった。それは、測定器具の誤差の問題ではなくて、ちょうど半月であることを判定することができないためである。実際、「改良型ヤコブの杖」では、慣れない頃は誤差５度の場合があったが、その後は１度以内程度になった。平板やアリスタルコスの測定具（想像）では、誤差は１度程度におさまった。
また、観測機会の少なさも影響している。一体アリスタルコスは半月の瞬間をどの様に計算し観察したのだろうか。
私達は、半月の瞬間を次のようにして判断したと考えた。皆既月食の時は満月であり、日食の時は新月である。もし、この現象が続いて起きていれば、上弦になる日は簡単に予想できる。そこで、北海道大学の日食・月食・星食情報データベースから、アリスタルコスが生存していた頃の皆既月食と日食の日時を調べた。結果、紀元前２８３年３月１８日に皆既月食が夜８時頃に起きていた。そして同年４月
２日午前９時頃食分０．３７の部分月食が起きていた。彼は、この現象から次の方法で上弦を予想したと考えられる。満月から新月が１４日と１３時間なので次に上弦になるのは７日と６．５時間後である。
４月９日の１５時頃と予想できる。
多くの書物に当時の観測技術では不正確であるといわれているが、私たちの観察では彼の装置（想像）でも角度１度程度の誤差で測定する事は可能であった。
月と太陽の距離比が１対２０としたのは当時の人々にとって実感できる大きさだという事だ。現在の値である１対４００は私たちでも想像するのに難しいくらい大きすぎるのである。

太陽活動と紫外線強度の関係２―紫外線予報と過去の紫外線強度の復元―
滋賀県立米原高校地学部
１．目的⑥ 10°～54° y=0.10x-0.80 (R=0.98)
y=紫外線強度x=太陽高度⑦ 55°～78° y=0.02x+3.29 (R=0.60)⑥、⑦の関係式を用いて、太陽高度 90°の紫外線強度に換算
する倍率表を求めた。その一部が表１である。

⑴米原高校での正午の紫外線強度を予報する⑵可能な限り長期間の紫外線強度を復元する

２．研究手段

図１．研究手順

1．太陽活動と大気圏外の紫外線強度の関係
2．地上と大気圏外の紫外線強度の関係
3.紫外線予報
4.過去の紫外線強度の復元

３．研究の方法・結果・考察
研究１．太陽の活動領域の面積と大気圏外の紫外線強度の関係
１－１．研究方法１
1）図２の機器で太陽を撮影する。
2）画像処理ソフトで太陽の活動領
図２．太陽画像の撮影機器
域の面積を求める。
3）活動領域の面積と紫外線強度の関係を調べる。

表１．90°補正の倍率表⑶大気圏外と太陽高度 90°の地上の紫外線強度の関係
表１を利用して２つの関係を求め、関係式⑧を得た。
y=大気圏外⑧ y=0.15x+0.36 (R=0.31)
x=地上
よって、この２つは比例関係にあるといえる。
研究３．紫外線予報とその検証
３－１．研究方法３

活動領域の面積とは、太陽画像の明るい部分(活動領域)の面積を太陽表面の面積の割合(面積％)に直したものである。

１－２．結果・考察１

図６．地上の紫外線強度の求め方

活動領域の面積と紫外線強度の関係を求めると、図３のようになった。他の３つの天文台も調べ、関係式①～④を得た。 y=紫外線強度
図３．米原高校の活動領域の面積と紫外線強度の関係

①
②
③
④

米原高校
川口市立科学館
ビッグベアー天文台
コダイカナル天文台

３－２．結果・考察３
紫外線強度の予報値と測定値の経年変化をまとめたものが
図６である。
図６．紫外線強度の予報値とx=活動領域の面積

y=0.17x+1.46 (R=0.50)
y=3.47x+1.09 (R=0.59)
y=0.50x+1.17 (R=0.85)
y=0.72x+1.22 (R=0.70)（大気圏外の紫外線強度の単位＝1010 光子数/cm2･秒 R＝相関係数）

紫外線強度と活動領域の面積は比例関係だといえる。
研究２．大気圏外と地上の紫外線強度の関係を調べる
２－１．研究方法２⑴図４の機器を用いて、米原高校での紫外線強度、照度、太図４．紫外線の測定機器
陽高度を同時に測定する。
⑵大気圏外の紫外線強度は SOHO 衛星のものを使用。
⑶地上のデータは、湘南工科大学のデータも併用した。
２－２．結果・考察２⑴米原と湘南の紫外線強度の比較
比例関係があり、関係式⑤を得た。 y=米原での紫外線強度
x=湘南での紫外線強度⑤ y=0.99x-0.34 (R=0.97）（地上の紫外線強度の単位＝mW/cm2）

よって、湘南の紫外線強度を米原の紫外線強度に変換できる。
⑵地上の紫外線強度と太陽高度の関係
地上の紫外線強度は太陽高度に大きく影響されるため、その関係を調べた。図５では54°で折れ曲がっていると考え、２つの関係式⑥～⑦を
図５．太陽高度と紫外線強度の関係求めた。

測定値の比較

研究４．過去の紫外線強度の復元
４－１．研究方法４⑴ベルギー王立天文台の黒点相対数と大気圏外の紫外線強度の関係を調べる。
⑵天文台の画像と黒点相対数から、紫外線強度を復元する。
４－２．結果・考察４⑴黒点相対数と大気圏外の紫外線強度は比例関係になり、関係式⑨を得た。
y=紫外線強度⑨ y=0.01x+1.20 (R=0.83)x=黒点相対数⑵地上の紫外線強度の復元は図７、８のようになった。

４．結論

図７.８． 過去 195 年分の紫外線強度の復元⑴朝の太陽撮影から、紫外線強度の予報ができる。
⑵活動領域の面積や黒点相対数から紫外線強度を復元できた。

５．今後の課題⑴ある種の農産物の生産量予測につなげる。
⑵紫外線の長期予報をする。
６．引用・参考サイト
SOHO・SEM・湘南工科大学・川口市立科学館・Mt.Wilson 天文台・Big Bear 天文台・
Kodaikanal 天文台・ベルギー王立天文台
７．謝辞 京都大学花山天文台北井礼三郎先生、石井貴子先
生には、本研究にあたりご指導いただき心より感謝申し上げます。

流星群観測による夜空の明るさ比較
京都府立桃山高等学校 岩武茉由 本多由紀恵
１．はじめに京都府京田辺市では、近年の都市開発によってさま（２）SQM-L の測定
夜空のバックグラウンドレベルの比較を図 2 に示す。

ざまな照明が夜空を照らし、星空が見えにくくなって

京田辺は屋久島より 1.2~1.8 等級(約 3~5 倍)明るい。まいる。この状況が進めば、天体観測に支障がでるだけ

た、京田辺では午前 0:00 に最も暗い値(19.1)を示し、でなく、生態系への影響やエネルギーの浪費など、深その後一定の明るさが持続した。

刻な光害につながると考えられる。私たちの住む街の18

夜空がどの程度明るいのかを知り、改めて自分達の生等級

活を見直すきっかけにしたいと考えている。

19

そこで、京田辺市と鹿児島県の屋久島町で、流星群

20と夜空の明るさの同時観測を行った。屋久島町は周囲21を海に囲まれているため、2 地点の観測観測の差が、

22
23:00

街明かりの影響によるものと考えられる。京田辺市立

京田辺

屋久島
0:00

1:00

2:00

3:00

4:00

時刻

大住中学校、屋久島町立屋久島中央中学校と協力し、（図 2）時間ごとの夜空の明るさの等級比較

昨年 8 月 12~13 日にかけて観測会を行った。

（３）夜空の明るさと流星の個数の関係
２．研究の方法（１）流星群の同時観測
8 月 12 日～13 日にかけて、京田辺市野外活動セン

夜空の明るさと流星の個数比較を図 3 に示す。バックグラウンドレベルが 20 等級を越えたあたりから、急激に個数が増えている。

ターと屋久島中央中学校でペルセウス座流星群の同３．観測の結果

60
50 京田辺□40 屋久島○3020
10018.5 19 19.5 20 20.5 21
夜空の明るさ（等級）（１）流星群の同時観測（図 3）夜空の明るさ（等級）と観測された流星の個数比較

時観測を行い、1 時間ごとに個数を記録した。
スカイクオリティメーター（SQM-L）を用いて、京
田辺と屋久島で、天頂方向の夜空のバックグラウンド
レベルを 1 時間ごとに測定した。

個数（２）SQM-L による観測

21.5

時間ごとに観測された流星の個数比較を図 1 に示す。
個数比は最大で 3.7 倍。ペルセウス座流星群の光度比が約 2.6 程度(*3)であることから、屋久島では京田辺
より 1~2 等級暗い流星までカウントできていると考え(1)屋久島では京田辺より 1~2 等級暗い流星を観測できた。
(2)京田辺の夜空は、屋久島の約 3~5 倍明るく、一定

られる。

個数

60
50
40
30
20
10
0

３．まとめ

の明るさが持続している。
以上のことから、京田辺の夜空は、屋久島に比べて

屋久島－
京田辺－

22:00 23:00 0:00 1:00 2:00 3:00 4:00 5:00
時刻（図 1）時間ごとに観測された流星の個数比較

星空を大きく失っていることが分かる。
４．参考文献*1 光害.net(http://hikarigai.net/)*2 環境省「光害対策ガイドライン」*3 流星電波観測国際プロジェクト(http://www.amro-net.jp/hro_index.htm)*4 国立天文台(http://www.nao.ac.jp/astro/sky/2013/perseids.html)

流星の研究1.動機
2.目的

中原徹也 川﨑日向子 岡本紗枝 （金光学園・天文ゼミ）

以前家族と流星を見に行き、とてもきれいで、流星に興味を持った。
流星の謎を明らかにする。 １.流星がどのくらい流れたか。
2.流星は地球大気のどのあたりで光るか。（流星が流れる高度や速度）

3.流星の観測
ペルセウス座流星群(ペルセウス座から放射するように見えるグループの流星)をビデオ撮影する。
国立天文台岡山天体物理観測所(OAO)構内に小型ビデオカメラを設置。
2013/8/11～ 8/13、３夜連続ビデオ撮影。観測領域：北極星周辺、全天の 1/3（合計 20 時間、700GB）

4.研究―１．流星を数える
・ビデオ映像を見て、流星を見つける。500 個を超える流星らしき天体現象を検出し、一覧リストを作成。
・放射点を見つける。14 個の流星の光跡を星図に書き込み、その経路の延長が比較的小さな領域を通った。中心の座標：赤経 03ｈ30ｍ 赤緯+55°27‘
・天頂出現数(ZHR)を求め、日本流星研究会の結果と比較。増加・減少があった。

5.研究―２．流星の 2 点観測
流星の発光から消滅までの高度、流星の流れる経路、地球への突入速度を求める。
岡山理科大(OUS)のスカイモニターにある流星の記録を２点観測のデータとする。
2 点観測の解析

赤点が私たちの値、紫色の印が日本流星研究会の結果。

１. OAO と OUS の 2 点で共通の流星を見つける。→OAO のビデオから流星の静止画を作る。
２. 流星の発光点・消滅点を OAO と OUS の画面で比較。→天球上でどのくらい位置が違うのか。
３. OAO の画面の恒星を目印にして、ステラナビゲータで流星の方位角と高度角を読み取る。
４. 2 点からの方位角の交点、高度角の交点で流星の流れた経路と高度を求める。

流星の経路 （３次元の表示）

流星の経路（上空から見た経路）

流星の経路（東から見た経路）

流星は平均として；高度 106km から 85km まで、約 36km の距離を流れる。

地球の公転運動を補正して太陽系を中心とした流星の動きを調べる。（放射点と地球向点とは、約 40 度の方角の違いがあった）

OAO ビデオのコマ数を数えて、流れる時間を測る。→ 距離÷時間 ＝ 速度
流星の平均の速度 ～ 54km/秒 （地球に突入する速度）
地心速度～54km/秒、 日心速度～36km/秒 ということが分かった。
→ ペルセウス座流星群のチリは地球外から高速で飛び込んできた

ペルセウス座流星群の母天体は、スイフト・タットル
彗星と言われている。

ふたご座流星群の母天体「ファエトン」についての調査
佐野日本大学高等学校
山田 健人・渡邉 公輔

目的ファエトンが活動を停止・再活動した原因や寿命の探求

調査方法①ファエトンについて文献等を利用する②彗星の起源や活動を停止・再活動した原因について文献等を利用する③再活動した詳しい原因の仮説を立てる

調査結果①ファエトンとは？

・軌道要素

・太陽系の地球近傍小惑星で、アポロ群に属する

近日点距離 (q)：０．１４０ AU

ふたご座流星群の母天体

遠日点距離 (Q)：２．４０３ AU

・彗星・小惑星遷移天体だった

離心率 (e)：０．８９０・２０１３年に彗星の尾が発見

公転周期 (P)：１．４３ 年②彗星の起源・氷小天体が摂動・引力の作用を受け、太陽に接近して楕円軌道を描いた
活動を停止した原因
・揮発性物質が太陽風によって出尽くして空になった
再活動した原因
・他の天体と衝突したという説がある③仮説
内的要因・・・二重構造
外的要因・・・隕石と衝突して表面が削られた
太陽風によって岩盤部分が風化

考察・ファエトンの現在に至るまでの過程を示すことが出来た・再活動の詳しい原因まではわからなかったが、仮説を立てることは出来た

今後の課題
・ファエトンが再活動した詳しい原因の仮説の優位性を証明する
・ファエトンの寿命を求められる方法の発見

ブラックホール連星SS433の観測的研究
北井

健、島坂

颯太、堀

航太、松本

卓（高３）【奈良県立青翔高等学校】

目的(1) V・Rc・Icバンドでの多色測光観測を行い、その結果から、連星の公転の特徴や周期を求める。
(2) 低分散分光観測を行い、天体のスペクトル中の輝線のずれより、主星表面でのガスの運動状態を調べる。
方法＜測光観測＞ 2013年7月上旬から8月中旬にかけて、大阪教育大学天文台の口径51cm望遠鏡で実施した。
(1) V・Rc・Icフィルターをそれぞれ取り付けて、SS433の画像を取得した。
(2) 「マカリ」(国立天文台・(株)アストロアーツ)により、一次処理を行った。
(3) 「マカリ」を用いて、SS433の等級を求め、光度曲線を作成した。
＜分光観測＞ 2013年8月2日、兵庫県立大学西はりま天文台の口径2m望遠鏡で実施した。
(1) SS433と分光標準星のスペクトル画像を取得した。
(2) 「マカリ」により、一次処理を行った。
(3) 「Be Spec」(川端哲也氏 作)を用いて、グラフの輝線の波長位置から、元素を特定した。
結果＜測光観測＞

2013年＜分光観測＞

2013.8.2

考察(1) 光度曲線の主極小より、連星の公転周期は約13.1日であると考えられる。
(2) 光度曲線の主極小の幅が広くて深いことより、降着円盤が比較的大きくて厚みをもっていると推定される。
(3) 波長と明るさの関係のグラフより、強いHα線が現れ、その付近にもずれたHα線が出現することがわかった。
(4) ずれたHα線について、ドップラー効果の式より視線速度を求めると、-22,700km/s及び44,300km/sとなり、これは宇宙ジェットによるものであると考えられる。
(5) 宇宙ジェットの歳差運動については、Cherepashchuku（2013）やPanferov（2013）の文献と合致する結果となった。
今後の予定

宇宙ジェットについてさらに研究を進めたい。

謝辞 本研究を行うにあたり、大阪教育大学の福江教授、松本准教授、兵庫県立大学西はりま天文台の新井研究員にご指導を頂きました。また、大阪教育大学の大学院生の方に、観測の手順について、ご指導を頂きました。この場をお借りして厚く御礼申し上げます。

タイトル 黒点観測から求めた太陽の自転周期

発表者 三田祥雲館高校天文部
神田知哉 鷹野友輝 大前侑哉 川野実佳 戎 大地（以上 1 年）
谷河 匠 坂本 律 植木良多 松嶋大智（以上 2 年）
三田祥雲館高校では昨年の１１月より太陽黒点のスケッチ観測を続けてきた。数日間、連続して行ったスケッチより太陽表面を移動した黒点の移動量を求め、太陽の自転周期を算出した。

一例としてこの図は 2013 年 11 月 11 日―16 日にかけて移動した黒点を追跡した軌跡である。この黒点が東西方向に移動した経度から自転周期を 30.5 日と求めた。

タイトル 流星電波観測２０１３－２０１４

発表者 三田祥雲館高校天文部
神田知哉 鷹野友輝 大前侑哉 川野実佳 戎 大地（以上 1 年）
谷河 匠 坂本 律 植木良多 松嶋大智（以上 2 年）
三田祥雲館高校天文部では校内で毎日、流星電波観測（HRO）を行っている。流星電波観
測は天候や時間、月明に関わらず流星の出現状況をモニターできる。
本研究では、昨年度から今年にかけてのデータを中心に、各流星群の活動状況を報告する。

一例として最近 2 か月間の流星の出現数をプロットしたのが上の図である。
5 月初めより機器の不調でデータが欠落しているが、5 月初旬にみずがめ座流星群が活動しているのが読み取れる。
このように流星群の活動時期よりダストチューブの直径を求めることができる。
当日はさらに詳しい解析結果を報告する。

太陽の５分振動検出の試み

2．解析
地球大気起源の吸収線を利用して分散方向の1ピクセルあたりの波長の測定を行ったところ、
0.0032Å／ピクセルの値を得た。次に、スペクトル画像のスリット方向のピクセルあたりの太陽表面での実長を調べたところ、スリット長が 50000km とわかった。これをスペクトル画像でのスリット方向のピクセル数で割り、48km／ピクセルを得た。
スペクトル画像のスリット方向で 320 ピクセルから 420 ピクセル間で切り取ったスペクトルトレースをマカリで作成した。この間は太陽面実長でおよそ 5000km になる。
作成したスペクトルトレースを利用し、地球大気起源の酸素分子線を基準にして、太陽大気起源の中性鉄線の波長のずれをピクセル単位で測定した。その際、FeI 6302.499Å線と O２ 6302.764Å
線、FeI 6301.508Å線と O２ 6302.000Å線の２つのペアを用いた。
4 本の線の波長測定については、それぞれの線の深さの 2 分の１の波長での線幅中央値とした。
コンティニュームの位置はスペクトルトレースの吸収線の少ないところで、一番明るい場所と仮定した。線波長を決定し、酸素分子線に対する中性鉄線の時刻ごとの波長のずれ（ピクセル単位）を測定した。また、測定領域の粒状斑などの寄与を調べるために、同じスペクトル画像データで、コンティニュームの明るさを調べた。
図１
3．結果
90
88
86
B-A
84
図１で上図
（B-A）は、O２6302.000Å線 A に対する FeI 6301.508
82
80
2000
0
1000
Å線 B のずれ量、中図（D-C）は、O２6302.764Å線 C に対する
160
158
156
FeI 6302.499Å線 D のずれ量を表す。上図、中図とも、明らか
154
D-C
152
150
2000
1000
0
に 4 ピクセル程度の周期的な波長のずれがわかる。この周期は1.1目分量で 300 秒程度と見積ることができた。次にパワースペク
1
トラムを調べてみた（図２）。図２では、振動数 0.003137 に0.9
ピークが見られた。
これを周期にすると 318.8 秒となった。分
0
1000
2000
時刻 ２０１３年８月１８日 13h45m00sを０秒とする。
単位に直すと 5.3 分となった。
図２
FFT SPECTRUM
4．考察
0.6
独立する 2 組の吸収線の波長差から、同じ周期 318.8 秒が得
0.5
られた。一方、観測領域とスリット長全体の明るさの変動に0.4は周期性が見られない。このことは、周期 318.8 秒が粒状斑
0.3のような対流現象を含まず太陽の 5 分振動を捉えたものであ0.2
るといえる。5 分振動の速度を求めると図３の振幅が最大 40.1
0
ピクセル程度であることから、ドップラーの式を用い、V＝40.0E+00
1.0E-01
2.0E-01
3.0E-01
4.0E-01
5.0E-01
6.0E-01
FREQUENCY（Hz）
×0.0034Å×3×10５km/s÷6300Å＝0.65km/s となり、その半分の 0.3km/s は一般的に言われている 0.4km/s の値に近いといえる。
Amplitude

コンティニューム比 ピクセル単位の波長差

早川 孝徳、宮崎 純一、中野 達貴、板谷 由菜（高３）、上籠 俊輝（高２）京都府立洛東高等学校 太陽観測チーム
1．はじめに
私達は 2013 年 8 月 18 日、京都大学理学部附属花山天文台の高分散分光器で太陽の５分振動について調べた。太陽の 5 分振動とは、太陽全体にわたるグローバルな振動である。太陽一面に速度成分のパターンが広がっているのが見られ太陽の内部構造を調べるのに利用されている。太陽中心にスリットを置く工夫をし、1 時間、10 秒ごとのスペクトル撮像を行った。

夜空の明るさ観測ＭＡＰ

福岡工業大学附属城東高等学校
３年 新谷 宗生 ３年 吉武 大翔
２年

林

壮衛 １年 中村 美結

１．研究動機・私たちの住んでいる町には明かりの少ない暗い場所や、ネオンなどの明かりに照らされた明るい場所があり、場所によって星の数や見えやすさが全然違う。そこで夜空の明るさを実際に調べてみようと思った。
２．使用機器・スカイクオリティーメーター
３．結果
そして、これらの数値を糸島市の地図に記して観測数値を 4 段階に分けました。
0～14.00

赤17.01～20.00 青

14.01～17.00 オレンジ
20.01 以上

緑4．考察
糸島市の一部分ではあるが、夜空の明るさマップを作ることができた。市街地の上空は 15.3 で非常に明るく、一方郊外では 20.0 を超える非常に暗い場所があった。
5．まとめ
市街地の上空は明るい。数百メートル移動すると数値が大きく変わる。夜空の明るさの原因物質は低層にあると思われる。糸島市では場所によって数値が変わるので天の川が見られる可能性がある。これはもう少し調べてみる必要があります。
6. 参考文献
・糸島市地図・環境省ホームページ

皆既月食時の月面の色の測定【兵庫県立大学附属高等学校自然科学部天文班】
前田涼太(高２)、明石一希、髙木晨路、小嶋宥喬、大西裕貴（高１）要旨2014年10月8日に皆既月食がある。我々はそれを観測しデータとる。そして、2011年の皆既月食を当時の先輩らが観測したデータと比較して、大気の汚れの変化を確認する。
１．はじめに
月食は地球の影に月が入り太陽光が遮られることによって起こる。皆既月食のときは月が完全に地球の影に隠れるが、月には地球の空気を通り抜けた赤い光が届く。月の色は、地
球の空気中の塵が多いと赤く、少ないとオレンジ色になると言われている。今回の月食がどのくらい赤いかを、周囲の星を参照に求める研究を、本校の先輩が2011年に行っている。
私たちは同様の観測をして、前回の月食と比較し、地球大気の汚れ具合に変化が無いか調査研究したい。
２．方法
口径10センチ程度の望遠鏡にデジタルカメラを取り付け、月食中の赤い月を観測する。撮影は普通に1枚、フォーカスを少しずらしてもう１枚撮影する。フォーカスの合った星像は、明るくなりすぎて解析に用いられな
いことと、複数の点に星像を捉えることで、解析精度を上げることができる。また、画像中の星や月の明るさを調べるため、撮影画像はRAWデータで保存する。
撮影画像に写る月の周りの星の青、緑、赤、それぞれの等級を調べる。
求めた等級はカメラの色感度の特性が加わっているので、標準化するために、星表カタログと比較し色の変換値を得る。また青－緑の色指数について同様にする。
皆既月食中の月の色は、右図のように適当な場所の等級を調べる。そして、周囲の星で求めた色の変換値を使って、皆既月食時の月の正確な色
を求める。

図２

（等級）

月面の計測位置12

３．期待される考察

皆既月食の赤みは、大気の汚れ具合によって変わる。最近話題になる 14
黄砂やPM2.5による大気の透明度への影響があるかないかによって、考察の内容が変わってくる。月食の起こっていない満月の色で、その日その16

場所での空気の汚れ具合を測ってみるなど、さまざまな取り組みにチャ 18
レンジしたい。
20

図３

2011年12月10日の皆既月食の色

22
図３

30

40

50

地球の影の中心からの距離
×－赤 ○－緑 ●－青（分角）

「第４回天文高校生集まれ」
天文気象部 紹介兵庫県立舞子高等学校
天文気象部
水根 啓佑（１年）、丸岡 拓実（１年）、氏丸 祈歌（１年）
Ａ.施設・設備【1】天文ドーム
屋上に丸く銀色に輝いてドームがあります。120mm 屈折望遠鏡があり、昼間は太陽の観測、夜は星・月の観測を行っています。
【2】プラネタリウム
５階部分の天井は、丸くなっていて、プラネタリ
ウムを上映することができます。文化祭・オープン
キャンパスなどの時に、上映します。
また、雨天・曇天のため、星が見えないときの星座の勉強に使っています。
【3】望遠鏡屈折望遠鏡・反射望遠鏡・太陽望遠鏡（太陽を見ることができる特殊な望遠鏡です）などがあります。
Ｂ.活動内容【1】週 2 回 星空観測・撮影
学校周辺には、住宅。マンションが多くあり、大型商業施設も次々に建設され、決して良い環境とはいえませんが、屋上からは３等星程度までみることができます。
【2】太陽の観測：黒点やプロミネンスの観測
太陽望遠鏡を使い、黒点やプロミネンスの撮影・観測を行います。
【3】舞子祭（文化祭）
プラネタリムの上映
太陽の観測：黒点やプロミネンスを見ていただく
月・太陽・土星をはじめとする惑星・星の写真展示
昼間の星の観測【4】観望会
学期に１～２回程度、全校や地元近隣に呼びかけを行っています。また、日食・月食など特別な天文ショーが起こるときや宇宙ステーションの通過するときなど話題のあるときに企画しています。
夜間に限らず、オープンキャンパス・学校説明会の日には、屋上の天文ドームより、太陽の観測や金星や月を見ていただいたり、プラネタリウムの上映を行います。
こうした、観望会の案内や星空の魅力を少しでも多くの方々に知ってもらうため、不定期で「金木星通信」を発行し、教室掲示しています。
【5】合宿
夏休み・春休みには、西はりま天文台で、１泊２日の合宿を行っています。日本一の口径２ｍの望遠鏡「なゆた」で見る星の姿に感動し、研究員の説明に耳を傾け、また、天文クイズに挑戦するなど、日常ではできないことを体験します。
【6】小惑星を見つけよう（HYPER）共同研究
兵庫県内数校の共同研究で、小惑星の撮影・準惑星の軌道計算など、テーマを決めて取り組んでいます。兵庫県立大学西はりま天文台に２泊３日で宿泊して、日本一の口径２ｍの望遠鏡「なゆた」や60cm 望遠鏡を利用して行います。この結果は、毎年３月に開催される、日本天文学会ジュニアセッ
ションで発表します。
【7】星空案内人®（星のソムリエ）の資格取得
部員の知識・技術向上のため、はりま宇宙講座に参加して、「星空案内人®」の資格を取得しています。取得者の多くは、社会人の方で、高校生の取得者は少ないです。

X 線を用いて解析する超新星
神戸市立六甲アイランド高等学校 総合科学系 下出水 彩
X 線を使って「ティコの超新星」と「ケプラーの超新星」を解析することにより、2 つの超新星の構造と、それを構成する元素を知ることができた。2 つの超新星を比較して違いについて考察する。
動機: スペクトルから遠い場所にある物の元素を知ることができるということを知り、研究を始めた。
使用したデータ: 宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所のデータベース DARTS から解析方法: (1) 自分の PC に DARTS からティコの超新星とケプラーの超新星のデータを保存する。
(2) fv というソフトを用いて、それぞれの超新星に含まれる元素を調べるために、スペクトルのヒストグラムを作成する。スペクトルの光線と元素を対応づけるために、次の近似的関係を使う。
E(Z)≒(10.2)×Z^(2 )→ Z ≒ √(E(Z)÷10.2)
このとき E(Z)はエネルギー、10.2 は水素の eV、Z は原子番号を表している。eV とはエレクトロ
ンボルトのことで、エネルギーの単位である。
結果 1: ティコの超新星のスペクトルエネルギー
原子番号(Z)
元素名(元素記号)
酸素(O)
800
8
マグネシウム(Mg)1360
12
ケイ素(Si)
1850
14
硫黄(S)
2440
16
アルゴン(Ar)
3100
18
カルシウム(Ca)900
20
クロム(Cr)
6060
24
鉄(Fe)
6400
26
要旨:

スペクトルよりティコの超新星に最も多い元素はケイ素であることが分かった。次に多いのが鉄。その他に、硫黄、アルゴン、
カルシウム、ネオン、マグネシウム、酸素が見つかった。さらに、クロムやマンガンもわずかだが見つけることができた。

結果 2: ケプラーの超新星のスペクトルエネルギー

原子番号(Z)

元素名(元素記号)830

9

フッ素(F)

1360

12

マグネシウム(Mg)

1850

14

ケイ素(Si)

2400

15

リン(P)

3100

17

塩素(Cl)

3900

20

カルシウム(Ca)

6000

24

クロム(Cr)6490

25マンガン(Mn)

スペクトルよりケプラーの超新星に最も多い元素はフッ素であることが分かった。次に多いのがマグネシウム。その他に、ケ
イ素、リン、塩素、カルシウムが見つかった。さらにクロム、マンガンやコバルトも見つけることができた。

考察: ① ティコの超新星には私たちの身近なところにある元素が多い。
② ケプラーの超新星はティコの超新星より多くの金属やレアメタルを含んでいたことが分かった。
今後の展望: 今後の展望としては、「何故ティコの超新星とケプラーの超新星は同じ Ia 型であるのに、見つかった元素が違うのか」を解明していきたい。また、他の超新星とも比較していきたい。
参考文献: 1. 星の残骸から、私たちの素を見つけよう 馬場 彩
2.「ケプラーの超新星爆発」は金属を多く含む星の爆発だった

森 浩二

3. DARTS at ISAS/JAXA※ 本研究を行うにあたり、神戸大学の伊藤教授にご指導いただきました。この場をお借りして厚くお礼申し上げます。

光害の影響調査
愛知県立一宮高等学校 地学部
1.光害(ひかりがい)とは
光害とは、都市部から過剰に出された光が様々な害を及ぼすという、公害の一種である。具体的な光害の影響としては、光が夜空に反射して夜空が明るくなることにより天体観測に影響を及ぼす「夜空の明るさ問題」や、自然生態系に及ぼす影響が挙げられる。
2.夜空の明るさ調査
私たちは SQM という機器を用いて行う実測調査に加え、コンピュータによる明るさシミュレーションを行っている。
夜空の明るさと電力使用量及び交通量の変化を調べたところ、両者は同様に推移した。これより、夜空の明るさと人間の活動に関係があることを確認できた。
また、標高が夜空の明るさに影響すると考えられる。
そこで、六甲山・金華山・高山・池田山の明るさを測定し、標高とSQM-L
夜空の明るさの関係を調べた。
また、明るさシミュレーションの作成を行い、その結果、相関係数をそれぞれ
0.6450(全国版)/0.9112(地方版)ととれ、シミュレーションは大変精度が高いことがわかった。
地方版のシミュレーションから愛知県内のシミュレーションマップを作成した。このマップより、名古屋市などの都市部では光害が顕著であることが確認できた。
3.まとめ・今後の展望
・夜空の明るさと電力使用量及び交通量の関係から、人間の活動が夜空の明るさに影響を与えることが確認できた。
・標高と夜空の明るさの関連性の調査を進め、シミュレーションの高度補正をより精度の高いものにすることを考えている。
・明るさシミュレーションを行い、愛知県内の明るさシミュレー
ションマップを作成した。今後はさらに精度を上げ、全国版の 明るさシミュレーションマップ
マップも作成したい。
参考資料・謝辞
環境省 光害対策ガイドライン(平成 18 年 12 月改訂版)
一宮高校 SSH 全国夜空の明るさ観測チームのみなさん
名古屋大学大学院 柴田 隆 教授

兵庫県南部における夜空の明るさ同時観測

１ はじめに２ 方法

３ グラフ化

４ 結果

５ 考察

SQM による夕方のグラデーション測定
愛知県一宮市立向山小学校 6 年 冨田 小冬
要

旨美しい夕焼けを見て、ふと明るさがどれくらいあるか不思議に思い調べる事にした。
また、夕方の時間変化と共に空がどのように暗くなり、いつから星の観測できるかを調べた。
1.計 測
9 月 13 日一宮高校の屋上で計測、晴天で日没は 18:05、天文薄明終了 19:30。
SQM と一眼レフカメラを三脚に固定する。(図 1)
太陽が沈んだ位置の真上 20°、40°、60°、80°を 5 分毎に計測、撮影をした。
図 1:SQM と一眼レフを三脚に固定
2.撮影結果

①

②

③

④

⑤

⑥

撮影した写真を重ねて並べ時間変化を示したもの。(図 2)
順々、暗くなっているが④~⑥が③より明るいのは露出を 3 倍に変えたからである。
図 2:カメラで撮影した夕方の時間経過

3.測光方法

マカリで半自動、半径 50px で中心を測光し、背景を差し引かないオブジェクト総計を記録した。
4.測光後のカメラのグラフと SQM のグラフの比較結果

13
13.5
14
14.5
15
15.5
16
16.5
17
等級

5000
4000

20°

3000

40°

2000

60°

1000
図 3:SQM の数値のグラフ

0

明るさ

80°
図 4:測光後のカメラ

18:50 あたりからグラフが水平に近付いていく事

18:50 からはグラフが水平に近付いていく事が分が分かる。1 等級が測光の 2.5 倍になるように目かる。18:55 の 80°は測光をするときに読み取れ

盛り間隔を調整した。

なかったのでデータがない。

18:45 ごろのグラフを見ると 20°はまだ明るいが、80°は星が見える明るさに達している。
値ともに薄明が終わりに近付くにつれ、グラフが水平に近付く。
日没から 45 分たつと、星を観測できる。

カメラ、SQM のDelNova2013 ~いるか座新星の分光・測光~
愛知県立一宮高校地学部

第 2 学年 筒井 颯大 顧問 高村裕三朗

１．はじめに新星とは、白色矮星が数日かけて明るくなり、数か月かけてだんだん暗くなる現象である。いるか座新星は、2013 年 8 月 14 日に増光が確認された。
２．方法
①

測光

冷却 CCD カメラを 10.5cm(ST-7XE)屈折望遠鏡または 20cm シュレットカセグレン式反射望遠鏡に取り付けて観測した。
（2013 年 8 月 18 日～）また、R.I.V.B. Stromgren y フィルターを使用した。
②

分光

ハートピア安八天文台で 70cm カセグレン式反射望遠鏡、
SGS 分光器を使いスペクトルを観測した。
３．処理・グラフ化
測光については、冷却 CCD カメラを使用して撮影した画像を、一次処理し、画像処理ソフトマカリを使用して、対象星と比較星、チェック星の３つを５色開口測光した。その結果をポグソンの式を用
い、表計算ソフトでグラフ化した。また、VSOLJ（日本変光星観測者連盟）の掲載データと本校のデータをそれぞれのフィルターにおいて同グラフ上で比較した。
また、分光は撮影した数枚のスペクトル画像を skyup、data、skydown の３つに分けて、マカリの矩形グラフ機能でグラフ化した。skyup と skydown のカウント値平均を求め、data から引くことでバックグラ
ウンド値を引いた値にした。その後、水銀光のグラフと比較して波長を決定した。

４．考察・結果（1）測光（ライトカーブ）
どのフィルターでも日が経つにつれて等級が下がった。
また、I,R,V,B,y 共に、VSOLJ のデータと相似性がみられた。
（2）分光（スペクトル）
カウント値を 8 月 20、27 日に測ったところ、27 日は全体的にカウント値が下がった。この大部分は連続光の減少によるものである。カウン
ト 値 が飛 び出 して いる部分は、水素等の輝線 の 影響 によ るも の
である。

５．考察
ｙ等級のライトカーブと加藤先生の論理曲線のスケールを合わせたところ、この新星は太陽質量よりも軽いことが予想される。

６．参考文献加藤 万里子先生「y フィルターにおける観測のすすめ」.「新星風理論の新しい展開」
藤木 貢先生「いるか座新星はおるかな？」

激変星 EM Cyg の分光測光同時観測
３．解析
3年

京都府立洛東高等学校

自然科学部

板谷

俊輝

１年

由菜
大江

2 年上籠
貴裕

野上

木谷

国立天文台提供の画像処理ソフト「マカリ」 を利有紗

隼紀

用して測光と分光データの一次処理した。測光は４つの比較星と EM Cyg の明るさを「マカリ」を利用して測定し等級に変え、光度曲線を作成した（図２）。分
光データはマカリによる一次処理後、美星天文台提供

１．動機及び目的
私たち自然科学部では、継続的な活動としてこの数年、激変星の測光観測を行っている。今回は激変星の「BeSpec 分光データ解析ソフト」で波長付けし、スペクトルトレースに変えた（図４）。

EM Cyg の分光と測光の同時観測を行った。激変星とは白色矮星を主星、赤色星を伴星とする連星で、白色４．結果と考察

矮星の周りに伴星から降ってきたガスが降着円盤を

まず、光度曲線（図２）を利用してモデル計算を行形成している天体である。そこで、おたがいの重力圏

い、EM Cyg の物理量を推定した（図３）。モデル計算の関係から伴星の赤色星から白色矮星にガスが降っ

コードは京都大学宇宙物理学教室から提供を受けた。

て降着円盤を形成する。降着円盤にガスが落ち込むと初期値は先行研究から得た。

ころはかなり明るくホットスポットという。
激変星を公転と直角方向から見ると伴星によって蝕がはっきり見えていた 5 月 25 日の光度曲線からは白色矮星、降着円盤、ホットスポットが隠され、明結果として表 1 の結果が得られた（それぞれの数字はるさが大きく変動する。この様子から、それぞれの天比のため数字には単位がない）。

体の大きさの比、明るさ、位置関係が判明する。

表１

降着円盤は、ブラックホールや銀河中心核、原始星周辺に存在するが、そのような天体では、降着円盤自体の観測は難しい。
観測対象の EM Cyg は、はくちょう座にある矮新星という激変星の一種であり、蝕の周期は約 7 時間、距離は 350～500 パーセクである。
２．観測
分光観測は西はりま天文台の口径 2m のなゆた望遠
鏡と MALLS 分光器を利用した。2013 年 5 月 24 日 21時 45 分～28 時 34 分、25 日 21 時 43 分～27 時 37 分
で、300 秒露出のデータを６枚重ね合わせたものを約40 分おきに取得した。24 日で 11 枚、25 日で 9 枚の低分散モード(R～1000)のスペクトルデータを得ることができた。
測光観測は共同観測していた大阪教育大学 51cm 望遠鏡(Ic バンド)は二夜とも成功した。観測日時は、24 日 22 時 51 分～26 時 30 分、25 日 22 時 53 分～26
時 29 分で、露出時間は 30 秒の自動露出であった。
図４

Hα輝線の周期変化○の中の数字は図２と同じもので、その横の数字は周期を表す。

軌道傾斜角(ｉ)は 67°なので実際の回転速度はこの値を sin67°で割ると 830km/s～1300km/s となる。
Hα輝線の視線速度成分の周期変化を見るときれいな周期変化が見られた（図６）。降着円盤が順次伴星に隠されていくのと激変星の公転による視線速度変化
図２２夜の測光観測から得た１周期分の光度曲線

図３モデルシミュレーション
た光度曲線

シミュレーションで得られが見られると判断される。

Mitaka を用いた天文普及活動
兵庫県立大学附属高等学校自然科学部
2 年 前田涼汰
概要
兵庫県立大学附属高等学校自然科学部では、毎年、文化祭の展示で国立天文台のフリーソフトフェア
Mitaka を使った 3D での宇宙旅行を開催してきた。しかし、Mitaka をそのまま使うのでは表現の限界がある
ことを感じた。そこで、より宇宙旅行の気分を味わってもらうために、Mitaka を使ってムービーを作り、一つの作品として魅せることを考えた。最近では本校近くの小学校の授業で上映した。また、夏の科学の祭
典でも上映する予定である。

ムービーの内容
宇宙の広がりや構造を知ってもらうために、地球から遠ざかって 137 億光年先までを旅をするムービーを制作した。ムービーのなかに、部員の解説の声を入れたり、文字や図を入れたり、音楽を入れたりすることで、宇宙旅行の気分を味わってもらうことができる。また、解説を入れることで、より理解してもらいやす
いムービーを制作することができた。

ムービーの制作方法
宇宙のシミュレーションソフト Mitaka は、地球を離れていく様子をパソコン上に描くことができる。
QuickTimePlayer を使って Mitaka で宇宙を移動する様子を
左目用、右目用でそれぞれ記録した。ムービーの編集にあたっては iMovie を使って、完成したムービーをPowerPoint で再生する。

ムービーの上映方法
制作した左目用と右目用のムービーを、２台のパソコンとプロジェクターを使って投影する。スクリーンは、なるべ
く散乱光を抑えるため、特別な（市販品）のスプレー塗料と大きな段ボール板を使って自作した。投影する２つのプロジェクターのレンズの前に、横向きと縦向きそれぞれの偏光フィルムを置き、２つの像を合わせて上映する。観客は３D 眼鏡を着用してそれを３D で見ることができる。

映像に説明を入れて解説

上映の工夫
ムービーを流す前に、内容の解説を簡単に直接することにした。これによって、観客は宇宙の構造を理解した上で宇宙旅行へ旅立つことができるし、観客とのコミュニ
ケーションを持つことができる。

これまでの活動と今後
これまで、学校での施設公開や文化祭。また、小学校で上映する機会を頂いて上映してきた。
今後はさらに改良を加え、多くの人に見てもらいたい。
現在、科学の祭典での公開を予定している。
参考サイト
Mitaka - 4D2U Project - 国立天文台
http://4d2u.nao.ac.jp/html/program/mitaka/
4D2U Project Website
http://4d2u.nao.ac.jp/t/index.html

小学校での上映会

口径 13cm 反射望遠鏡の作製
奈良工業高等専門学校

簗瀬恵太

他 14 名奈良高専天文研究会（仮）は、正式な「同好会」への昇格をめざして日々活動しています。その活動の一環として、平成 25 年度においては、学校から補助金を頂いて反射望遠鏡の作製を行いました。その過程、および完成した望遠鏡について報告致します。
天文研究会のメンバーには望遠鏡作製の経験者がおらず、また指導教員にもその経験がなったため、終始試行錯誤を重ねて組み上げていきました。最も苦労したのは焦点の調整で、鏡筒を稼働式にして調整できるようにする予定でしたがうまくいかず、最終的には焦点の合う位置で固定することとしました。な
お、この望遠鏡は本来「ISON 彗星の観望会を行う」ために作製したものなのですが、この彗星は太陽接近時に崩壊（蒸発）してしまい、観望会を行うことができませんでした。代わりの観望会も悪天候で中止となってしまい、今年度の冬季に再度観望会を行う予定です。
本年度においても学校から補助金を頂けることとなり、赤道議を作製してこの望遠鏡に装着することを予定しています。併せて、「天体写真を撮れるようにする」、「三脚への固定法を改善する」など、いくつかの改良を加えていくことを予定しています。

「第４回天文高校生集まれ」
プラネタリウムドーム作製
兵庫県立舞子高等学校
先進理工類型 井出 彩香（３年）、只津 伊菜（３年）、村上 菜月（３年）
天文気象部
水根 啓佑（１年）、丸岡 拓実（１年）、氏丸 祈歌（１年）
１．はじめに本校の先進理工類型は、３年次では、1・2 年次で経験した内容を基に、物理・化学・数学・情報・地学の５分野からグループに分けて、自主研究課題に取組ませることになりました。そこで、地学分野では、小学校や地域の集会所に出向き、プラネタリウム上映を行うための、直径 4ｍのプラネタリウムドームを作製することにしました。
２．方法
大きく４段階に分けて進めました。
① プラネタリウムドーム構想
どのようなドームを作製するか、過去に作られた資料をインターネットや雑誌で調べました。大きく分けて、全天規模の物と天頂付近の一部のみタイプがあります。全店規模のタイプでは、厚紙で多角形を作り、骨組みにはめて行く
タイプ、エアードームタイプがあります。天頂付近の一部のみのタイプは、かさを大きくしたものと考えればよいでしょう。そこで、できるだけ実際のプラネタリウムの雰囲気に近づけたいと考え、エアードームタイプにすることにしました。
② 直径１ｍのミニチュアを作製
紙風船をばらして半球の構造を調べました。これを基に直径１ｍの半球ドームをポリ袋の素材で作製しました。ポリエチレンシートをカットするときに、どのような、はさみ又はカッターが適しているのか。また、シートの接着方法も接着溶剤によるのか、両面テープ（幅も数種類試す）を使用するのか試行錯誤しました。
③ プラネタリウムドーム作製
素材は、明るいところでも使用できることを考え、遮光率 99.9％と記載してあった「白黒白遮光フィルム」を使用することにしました。
④ ドーム完成
昼間の教室程度の明るさでも、十分遮光されて、プラネタリウムを見ることができます。ただ、投影面の凹凸が所々気になります。なるべく半球面に近づけるために貼り合わせの微妙な調整や出入りの際に空気の出る量を最小限にする工夫が必要である。

３．問題点・工夫点① きれいな半球形にするため、微妙なシート幅の調整が必要であった。
② 出入り口の工夫と、出入りするごとの空気の漏れ（気圧差）を少なくする工夫が必要である。
③ 移動できるように、車載用のＲＶＢＯＸを購入し、本体、送風機・プラネタリウムと２個の箱で運べるようにした。
４．考察・感想
３カ月という短期間によくできたと思います。最近、物を作る機会が少なくなっている中で、思考錯誤しながら作製したことは意義のあることと考えます。はさみ（カッター）を選ぶだけでも、それぞれ用途適性があることを改めて認識したようです。
これを小学校や地域の集会所に運んで、プラネタリウムの上映を行い、少しでも天文や宇宙に関心を持っていただけたらと考えます。