SAG: Stars and Galaxies Vol. 3, id. 2, 2020 December 28© 2020. Center for Astronomy, University of Hyogo.

NIC から 2MASS の測光システムへの色変換係数の導出
小野里 宏樹

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 407–2

Determination of color transformation coefficientsfrom NIC to 2MASS photometric system
Hiroki O NOZATO
Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo,
407–2 Nishigaichi, Sayo-cho, Hyogo 679–5313, Japan
onozato@nhao.jp(Received 2020 November 23; accepted 2020 November 25)

概要

異なった望遠鏡、観測装置で取得された測光データを高精度に比較する際には、得られた等級を同一の測光システムに変換する必要がある。この論文ではなゆた望遠鏡のカセグレン焦点に搭載されている
Nishiharima Infrared Camera (NIC) で観測した等級を近赤外線での事実上の標準システムとなっている Two
Micron All Sky Survey (2MASS) のシステムに変換するための色変換式の変換係数を導出した。銀河面の星間減光の強い領域の観測データを含めることで、非常に赤い天体までを含んだ幅広い色指数の天体を用いて変換係数を導出することができた。その結果、変換係数は小さく、NICと2MASSの測光システムは似ていることが確認できた。

Abstract
Accurate comparison of photometric data acquired by different telescopes and instruments requires the transformation of the magnitudes to the same photometric system. In this paper, I derived color transformation coefficients
to convert the magnitudes observed with the Nishiharima Infrared Camera (NIC) equipped on the Cassegrain focusof the Nayuta telescope to the Two Micron All Sky Survey (2MASS) system, which has become the de facto standard system in the near-infrared. I was able to derive the color transformation coefficients using sources with a wide
range of colors since the sample contains very red sources affected by strong interstellar extinction in the Galacticplane. As a result, the conversion coefficients are small, and it is confirmed that the NIC and 2MASS photometricsystems are similar.
Key words: instrumentation: detectors — instrumentation: photometers

1.

Introduction

Nishiharima Infrared Camera (NIC) は兵庫県立大学天文科学センター西はりま天文台のなゆた望遠鏡のカセグレン焦点に搭載されている近赤外線撮像装置である。J 、H 、KS の近赤外線の3バンドを一度の露出で取得できることが特徴である。
長期間にわたる観測データが必要な場合、あるいはキャンペーン観測を行った場合などには複数の望遠鏡、観測装置で得られた結果を組み合わせることがある。このとき、同じ種類のフィルターでの観測であっても望遠鏡、観測装置、フィルターといった光学系の効率や観測サイトの大気透過率の違いにより得られる等級には系統誤差が乗ってくる。したがって、他の観測システムで得られる等級との比較を高精度に行いたい場合には、この系統誤差を補正する必要がある。本論文では、 NIC で得られる器械等級を近赤外線での事実上の標準システムとなっている
Two Micron All Sky Survey (2MASS: Skrutskie et al. 2006)
システムに変換する係数を導出する。

2.

データと解析

色変換係数を求めるため、2020 年 10 月時点で SubaruMitaka-Okayama-Kiso-Archive system (SMOKA) でデータが公開済の 2019 年 4 月までのデータのうち自動解析スク
リプトで世界座標システム (World Coordinate System,WCS) の貼り付けまで成功しているデータを使用した。
複数回データが取得されている場合には観測ログや画像を確認し、天候が良いものの中で星像の半値全幅（fullwidth at half maximum, FWHM）が最も小さいものを使用した。加えて近赤外線でも赤い天体をカバーするために OH 53.6 −0.2 と OH 77.9 +0.2 を中心座標とする観測を 2019 年 10 月 28 日に行った。使用した観測データの一覧は表1に記されている。観測領域には銀河面の赤化の影響<を強く受けた領域も含まれるため、−0.1 <∼ J − H ∼ 4.0、<<−0.3 ∼ H − KS ∼ 2.0 までの幅広い色指数の星が含まれている。
取得データの一次処理は、自動解析スクリプトによって行った。自動解析スクリプトで行われる処理は、ダーク引

2H. Onozato

き、フラット補正、バッドピクセル補正、スカイ引き、縦縞パターン除去、画像重ね合わせ、WCS 貼り付けである（詳細は 石黒 et al. 2011 を参照）。
天体の測光は開口測光で行った。開口の半径は各画像の星像の FWHM の平均とし、スカイを差し引くための円環領域の内径は FWHM の4倍、外形は内径 +3ピクセルとした。各天体の等級のゼロ点補正は 2MASS Point Source
Catalog (PSC: Cutri et al. 2003) との比較により行った。開口測光により得られた NIC の器械等級と 2MASS PSC の差分を取り、測光誤差で重みを付けた加重平均を求め、その値を足すことでゼロ点補正を行った。
以上で得られた 1316 天体の測光結果をもとに色変換式の変換係数を導出した。色変換式は

mJ, NIC − mJ, 2MASS = aJ (J − H)2MASS + bJ
(1)
mH, NIC − mH, 2MASS = aH (J − H)2MASS + bH
(2)
mKS , NIC − mKS , 2MASS = aKS (H − KS )2MASS + bKS(3)のように色指数の1次式を仮定した。同様に色指数についても(J − H)NIC − (J − H)2MASS= aJ−H (J − H)2MASS + bJ−H
(H − KS )NIC − (H − KS )2MASS= aH−KS (H − KS )2MASS + bH−KS(4)(5)の形で変換係数を導出した。フィッティングは最小二乗法を用いて以下の手順で行った。まず、全ての点を用いてフィッティングを行い、変換係数を導出する。その結果、得られた変換式と各データ点の残差を計算しその標準偏差を求める。次に、変換式との残差が求めた標準偏差よりも小さいデータ点のみを使用して変換係数を計算する。ここで得られた変換式を使い再び標準偏差を求め、さらに新たな変換式との残差が標準偏差よりも小さいデータ点を全データから選び直して再度フィッティングを行う。このイタレーションを収束するまで繰り返し変換係数を導出した。

3.

結果

2MASS の色指数に対する NIC のゼロ点を補正した等級と 2MASS の等級の差は図 1 に、2MASS の色指数に対するNICと2MASSの色指数の差は図2に示されている。これらの図にはイタレーションを繰り返した後の最終的なフィッティング結果も示されている。また得られた変換式は、等級の差については、
mJ, NIC − mJ, 2MASS= (−0.002 ± 0.065)(J − H)2MASS+(0.030 ± 0.065)
mH, NIC − mH, 2MASS= (0.009 ± 0.062)(J − H)2MASS−(0.004 ± 0.064)
mKS , NIC − mKS , 2MASS= (−0.002 ± 0.114)(H − KS )2MASS+(0.012 ± 0.050)

(6)

(7)

(8)

Vol. 3であり、色指数の差については、(J − H)NIC − (J − H)2MASS= (−0.044 ± 0.067)(J − H)2MASS+(0.043 ± 0.065)(H − KS )NIC − (H − KS )2MASS= (−0.024 ± 0.125)(H − KS )2MASS−(0.004 ± 0.052)

(9)

(10)

である。結果を見ると色変換係数の値は小さく、NIC の測光システムと2MASSの測光システムは非常に似ていることがわかる。一般に近赤外線の測光システムは観測装置による違いが小さいと言われており、Infrared Survey
Facility (IRSF) の Simultaneous three-color InfraRed Imager
for Unbiased Survey (SIRIUS: Kato et al. 2007) や Okayama
Astrophysical Observatory Wide-Field Camera (OAOWFC:Yanagisawa et al. 2019) でも似た結果が得られている。ただし、NIC で得られた色変換係数は上記の例と比べてフィッティングの誤差が大きい。この理由は以下のようにフィッティングに利用できた精度の良い天体数の少なさに起因する考えられる。 IRSF Magellanic Clouds Point Source
Catalog には大小マゼラン雲、マゼラニックブリッジを合わせて 1700 万天体以上が含まれており、NIC で色変換係数の導出に用いることができた1316天体と比較すると1万倍以上の天体数となる。OAOWFC の色変換係数に用いられた天体数は 4300 天体で NIC の 3 倍程度であるが、視野の広さを利用して稼いだ天体数で信号雑音比（signal-tonoise ratio, S/N 比）が25より大きいの素性の良い天体のみを抜き出せている。一方 NIC では、NIC で得られた測光結果の S/N 比は十分大きいが、比較に用いる 2MASS の測光結果に S/N 比が小さいものが含まれてしまっている。特に、ターゲット天体が暗く長時間積分を行った天体では比較星も暗く、2MASS の S/N 比が小さい。しかしながら、2MASS の S/N 比が大きい明るい天体のみを抜き出そうとすると、NIC の視野の狭さのために十分な天体数を稼ぐことができない。そのために、NIC と 2MASS 等級の差分のばらつきが大きくなり、色変換係数のフィッティング誤差も大きくなってしまっている。

4.

まとめ

なゆた望遠鏡のカセグレン焦点に搭載されている NICと2MASSとの間の色変換式の変換係数を導出した。銀河面の星間減光の強い領域を含む様々な観測領域の天体を<<<用いることで、−0.1 <∼ J − H ∼ 4.0、−0.3 ∼ H − KS ∼ 2.0までの幅広い色指数の星を使用して変換係数を求めることができた。その結果、他の観測装置と同様に色変換係数は小さく、NIC と 2MASS の測光システムが非常に似ていることが確認できた。

References
石黒正晃、高橋隼、禅野孝広、時政典孝、& 黒田武彦 2011、西はりま天文台年報、21、13
Cutri, R. M., et al. 2003, VizieR Online Data Catalog, II/246
Kato, D., et al. 2007, PASJ, 59, 615
Skrutskie, M. F., 2006, AJ, 131, 1163
Yanagisawa, K., et al. 2019, PASJ, 71, 118

id. 2Color transformation coefficients from NIC to 2MASS

30.6(J− H)NIC − (J−H)2MASSmJ, NIC − mJ, 2MASS

0.40.20.00.40.20.0−0.2−0.2−0.4−0.6−0.4012(J −H)2MASS

34010.00.5234

1.0

1.52.0(J−H)2MASS0.4(H −Ks)NIC − (H− Ks)2MASSmH, NIC − mH, 2MASS

0.40.2

0.0

−0.2

0.2

0.0−0.2−0.4−0.4012(J −H)2MASS

34(H −Ks)2MASS

Fig. 2. Similar figures to Figure 1, but for colors.

mKS,NIC −mKS,2MASS

0.4

0.2

0.0

−0.2

−0.4
0.0

0.5

1.0(H− Ks)2MASS

1.5

2.0Fig. 1. Magnitude difference between the NIC zero-point calibrated
magnitudes and 2MASS magnitudes. The black solid lines represent
the best-fit transformation formula described in equations (6)–(8).

4H. Onozato

Vol. 3

Table 1. Data list used to derive color transformation coefficients.

Object name

RA (J2000.0)
hms

Dec (J2000.0)◦′′′

Observation date

Total exposure time (sec)

209 Dido

07 05 09. 346+72 21 55. 922014 Apr 6

1200[CB88] 105

17h 58m 17.s 617−03◦ 46′ 27.′′ 14[ETP2005] X 79hmshms

18 43 29. 806

2014 Apr 111200◦′′′

2014 Apr 25600◦′′′−03 50 14. 99[ETP2005] X 100

18 43 32. 687−04 04 18. 88

2014 Apr 25600

2MASS J12401715−0525419

12h 40m 17.s 241−05◦ 25′ 42.′′ 02

Nova Sco 2014
TrES-3hmshmshms

17 15 47. 005
17 52 12. 811

2014 May 2300◦′′′

2014 May 550◦′′′2014 May 7600◦′′′

−31 27 52. 74+50 33 29. 85[CB88] 128

18 15 55. 141−03 47 12. 86

2014 May 8600

SN 2014bk13h 53m 58.s 470+20◦ 00′ 51.′′ 00

Nova Del 2013

hmshms20 23 28. 897

2014 Jun 13600◦′′′

2014 Jun 1325◦′′′

+20 46 20. 20[LM99] CB 130-1

18 16 17. 298−02 34 08. 15

2014 Jun 15600[CB88] 190

19h 20m 49.s 580+23◦ 28′ 46.′′ 47

Nova Sgr 2014

hmshms

18 25 09. 343

2014 Jul 24600◦′′′

2014 Jul 2720◦′′′

−22 36 16. 89

MAXI J1910−057

19 10 22. 893−05 47 56. 42

2014 Aug 12300393 Lampetia

23h 59m 12.s 985+20◦ 26′ 10.′′ 09

2014 Aug 12600

Nova Cep 201420h 54m 23.s 972+60◦ 17′ 07.′′ 50[CB88] 132hmshms

18 19 36. 052

2014 Aug 12300◦′′′

2014 Sep 5600◦′′′

−06 04 15. 60

GRB 140907A

03 12 35. 099+46 36 18. 11

2014 Sep 7600

obj183118h 31m 58.s 113−07◦ 27′ 27.′′ 01

Nova Cyg 2014

hmshms20 21 43. 895

2014 Sep 850◦′′′

2014 Sep 15150◦′′′+31 03 36. 23PNV J00432372+4122256

00 43 23. 689+41 22 39. 08

2014 Sep 16600

V517 Cyg

20h 47m 19.s 698+43◦ 44′ 33.′′ 06[CB88] 192hmshms

19 23 13. 419

2014 Oct 1600◦′′′

2014 Nov 7600◦′′′

+12 23 45. 56

HD 45314

06 27 15. 965+14 53 46. 65

2014 Nov 9200

GRXE A18h 43m 31.s 861−03◦ 50′ 28.′′ 242014 Nov 23300[CB88] 242

23h 12m 09.s 446+61◦ 37′ 03.′′ 41[LM99] CB 22hmshms

04 40 38. 358

2014 Dec 2600◦′′′

2014 Dec 2600◦′′′+29 54 58. 91[CB88] 214

20 03 52. 083+26 37 34. 06

2014 Dec 8600

[CB88] 22220h 33m 17.s 633+64◦ 02′ 52.′′ 38[CB88] 26hmshms

05 00 32. 424

2014 Dec 8600◦′′′

2015 Jan 10600◦′′′+52 07 44. 90

V1647 Ori

05 46 13. 558−00 05 56. 46

2015 Jan 13600

Orion-KL

05h 35m 14.s 306−05◦ 22′ 13.′′ 28

HAT-P-14
SW UMahmshmshms

17 20 34. 133
08 36 48. 155

2015 Feb 1120◦′′′

2015 Mar 5300◦′′′

2015 Mar 171200◦′′′+38 13 50. 97+53 29 00. 59

GRB 150323A12 50 28. 327+50 11 27. 72

2015 Mar 231200

EBF00318h 42m 58.s 406−03◦ 53′ 28.′′ 352015 Mar 25600

2015 Apr 8600

[CB88] 126hms

18 15 25. 844◦′′′−03 47 42. 57

id. 2

Color transformation coefficients from NIC to 2MASS

5Table 1. (Continued.)

Object nameNGC 3516

RA (J2000.0)
hmshms11 06 54. 639

Dec (J2000.0)

Observation date

Total exposure time (sec)◦′′′2015 Jun 91200◦′′′+72 34 48. 18V404 Cyg

20 24 03. 955+33 52 01. 96

2015 Jun 28100

SKYS822h 37m 04.s 752+20◦ 43′ 13.′′ 73[CB88] 44hmshms

06 07 21. 759

2015 Nov 15600◦′′′

2015 Nov 29

600◦′′′+19 31 33. 32

SKYS902 03 48. 607+19 41 53. 23

2015 Dec 8600

HIP 93664

19h 04m 18.s 119+12◦ 59′ 47.′′ 222016 Oct 9100

V409 Tau

04h 18m 01.s 858+25◦ 19′ 22.′′ 25Cyg X-3hmshms

20 32 28. 210

2017 Apr 13300◦′′′

2017 Apr 14300◦′′′+40 56 46. 33

SN 2017eaw

20 34 38. 911+60 11 53. 37

2017 Sep 30

1200

M 56

19h 16m 36.s 117+30◦ 11′ 00.′′ 01

GLAB LAE 1hmshms

06 50 48. 481

2017 Nov 2300◦′′′

2018 Mar 28

1200◦′′′+41 16 45. 43

TN1338 LAE 4

13 38 57. 452−19 36 07. 96

2018 Mar 28

1200

MAXI J1820+070

18h 20m 22.s 495+07◦ 10′ 03.′′ 44

M 3hmshms

13 42 11. 319

2018 May 14160◦′′′

2018 Jul 1250◦′′′

+28 22 31. 42

TrES-520 20 55. 635+59 26 24. 00

2018 Aug 1

300

KISS15s

03h 08m 31.s 724−00◦ 51′ 33.′′ 292018 Sep 21200

3FGL J1804.5−0850

18h 04m 31.s 325−08◦ 50′ 57.′′ 12

PSO J338.2298+29.5089

hmshms22 32 54. 867

2018 Oct 25600◦′′′

2019 Jan 242400◦′′′+29 31 03. 18

OH 53.6 −0.2

19 31 20. 678+18 12 51. 33

2019 Oct 282400

OH 77.9 +0.220h 28m 26.s 373+39◦ 06′ 59.′′ 91

2019 Oct 282400