SAG: Stars and Galaxies Vol. 5, id. 9, 2022 December 28
c 2022. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝

近赤外線撮像観測による遠方クェーサーの変光調査 II
関根 章太 1,∗ , 井上 昭雄 1,2 , 斎藤 智樹 3 , 山中 郷史 4 , 藤本 征史 5 , 本原 顕太郎 6,7 , 小西 真広 8 , 高橋 英則 9 , 小山 舜平 8 ,櫛引 洸佑 7 , 吉井 譲 8,10 , 宮田 隆志 81

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
5
テキサス大学オースティン校，78705, テキサス州オースティンインナーキャンパスドライブ 110
6
自然科学研究機構 国立天文台 先端技術センター 〒 181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
7東京大学 大学院理学系研究科 天文学専攻 〒 113-0033 東京都文京区本郷 7-3-1
8東京大学 大学院理学系研究科 天文学教育研究センター 〒 181-0015 東京都三鷹市大沢 2-21-1
9東京大学 大学院理学系研究科 天文学教育研究センター 木曽観測所 〒 397-0101 長野県木曽郡木曽町三岳 10762-30
10
アリゾナ大学スチュワード天文台, 85721, アリゾナ州タクソンノースチェリー通り 933

A study of the light variation of distant quasars by near-infrared imaging II
Shota Sekine 1,∗ , Akio K. Inoue 1,2 , Tomoki Saito 3 , Satoshi Yamanaka 4 , Seiji Fujimoto 5 , Kentaro Motohara 6,7 ,Masahiro Konishi 8 , Hidenori Takahashi 9 , Shuhei Koyama 8 , Kosuke Kushibiki 7 , Yuzuru Yoshii 8,10 , Takashi Miyata 81

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, the 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, Japan
5
Department of Astronomy, the University of Texas at Austin, 110 Inner Campus Drive, Austin, TX 78705, USA
6
Advanced Technology Center, National Astronomical Observatory of Japan, 2-21-1 Osawa, Mitaka-shi, Tokyo 181-8588, Japan
7
Department of Astronomy, Faculty of Science, the University of Tokyo, 7-3-1 Hongo, Bunkyo-ku, Tokyo 113-0033, Japan
8
Institute of Astronomy, Faculty of Science, the University of Tokyo, 2-21-1 Osawa, Mitaka-shi, Tokyo 181-0015, Japan
9
Kiso Observatory, Institute of Astronomy, Faculty of Science, the University of Tokyo, 10762-30 Mitake, Kiso-machi, Kiso-gun, Nagano
397-0101, Japan
10
Steward Observatory, the University of Arizona, 933 North Cherry Avenue, Tucson, AZ 85719, USA∗sekisyo@toki.waseda.jp(Received 2022 November 19; accepted 2022 December 19)

概要
初期宇宙において，超大質量ブラックホールの形成過程は未だ解明されていない．そのため，私たちはクェーサーの変光に着目し，ブラックホールの形成について議論する．我々のグループは，なゆた望遠鏡
NICを用いて，J, H, Ks の3バンド同時撮像を2019年から継続的に行なっている．2022年に観測された3つのクェーサー，PSO338+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) について測光結果を報告する．さらに，2022 年にすばる望遠鏡 SWIMS で観測された，ULAS
J1342+0928 の J, Ks バンドの結果も合わせて報告する．その結果として，PSO338+29 の J バンドにおいて，∼ 2.0 σ 程度の変光の兆候が見られた．さらに，ULAS J1342+0928 の J バンドにおいて，周期が ∼ 102 日程
度の変光の可能性を指摘した．赤方偏移 z ∼ 7では，J バンドに C IV輝線が入る．そのため，周期的な変光について，C IV輝線を放射するBLR (Broad Line Region)の運動との関連性を調査した．BLRの公転周期は，∼ 104 日程度であり，今回観測された周期とは大きく差があるため，BLR の運動とは関係ないと結論づけた．変光調査の性質上，誤差を小さくする必要性がある．ディザリング点数の変更，ubercalibrationなどの検討を行なってきたが，これまでの結果では誤差が有意に小さくなることは見られなかった．

Abstract
In the early universe, the formation process of supermassive blackholes in quasars is still in debate. Our groupfocuses on the light variation of quasars and discuss this problem. We continuously observe high-z quasars in J, H,
and Ks bands with Nayuta/NIC since 2019. Here we report 2022 data for three quasars, PSO338+29 (redshift z =6.66), ULAS J1120+0641 (redshift z = 7.09) and ULAS J1342+0928 (redshift z = 7.54). We also report J, Ks bands

2

S. Sekine et al.

Vol. 5,

magnitude of ULAS J1342+0928 observed with Subaru/SWIMS in 2022. PSO338+29 shows a ∼ 2 σ level lightvariation in the J band. ULAS J1342+0928 shows a sign of ∼ 102 days periodic variation in the J band. At redshiftz ∼ 7, the C IV emission line comes into the J band. Hence, we discuss the relation between periodic motion of
BLR (Broad Line Region) to this variability period. The orbital period of BLR is ∼ 104 days. We conclude that theBLR motion is not responsible to this periodic variability. It is important to reduce the magnitude uncertainty for thevariability research. We have examined the magnitude uncertainties when adopting different numbers of dithering
points and ubercalibration. However, any signiﬁcant reduction of the uncertainties was not observed.
Key words: quasars: supermassive black holes

1. Introductionに，大口径，高感度の機器で観測することで，等級をより正確に求め，高赤方偏移のクェーサーの変光についてより
詳しく調査する．
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章で変光の原因や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
et al. 2020)．

クェーサーは，中心にある超大質量ブラックホールへの質量降着による重力ポテンシャルの解放で得られたエネルギーを利用して，非常に強く光る天体である．近年
では，クェーサーは赤方偏移 z > 7 のような遠方でも発見されている．現時点の最遠方のクェーサーは z = 7.64のJ0313-1806 で，その中心には 1.6 × 109 M⊙ もの質量をもつブラックホールがあると報告されている (Wang et al.
2021a)．しかし，赤方偏移 z = 7.64 の宇宙年齢は約 7 億年であり，この限られた時間で > 109 M⊙ ものブラックホールが形成できるのかという疑問がある．Bañados et al. 2. Observations and Methods(2018) では，赤方偏移 z ∼ 40 で 103 M⊙ の種ブラックホールが存在し，それが Eddington 降着率で成長し続けること観測したクェーサー，観測日，合計の観測時間，赤方偏で，赤方偏移z ∼ 7で∼ 109 M⊙ のブラックホールができる 移を表1に示す．ULAS J1342+0928の2022.01.28の観測は，ことを主張している．しかし，一般的なクェーサーの降 すばる望遠鏡SWIMSで行われたものである．その他の観着率は Eddington 降着率の 10% 未満であり，数億年もの間 測日のデータは，なゆた望遠鏡 NIC で撮像された．
Eddington降着率を維持して成長すること自体難しい可能
Table 1. A summary of our observations.
性がある．そのため，成長する過程でSuper-Eddington降着
ObjectObserving date (YYYY.MM.DD)* Exposure time (sec) Redshift
率や，Sub-Eddington降着率になると考えられる．すると，それに伴い光度も変化する可能性がある．
PSO338+29
2019.05.29 (20)
4800
6.66
低赤方偏移のクェーサーは数ヶ月から数年のタイムス
2020.04.15 (5)1200
ケールで変光することが知られている(de Vries et al. 2003;
2021.05.30 (14)3360
Vanden Berk et al. 2004)．クェーサーの変光メカニズム
2022.06.01 2022.06.02 (51)12240
は，質量降着率の変化の他，降着円盤の不安定性や重力ULAS J1120+0641
2019.04.06 (19)
4560
7.09
マイクロレンズ効果などが挙げられている (Kawaguchi et2020.04.16 2020.04.24 (49)11760
al. 1998; Hawkins 1993)．Sakata et al. (2011) では，特に2022.02.28 (30)7200
紫外線のカラー変化は標準降着円盤モデルにおいて，質ULAS J1342+0928
2019.04.06 2019.05.29 (59)
14160
7.54
量降着率の変化による円盤温度の変化で説明できる可能
2020.04.15 2020.04.24 (50)12000
性が示された．近年では，高赤方偏移のクェーサーでも，
2021.05.30 (10)2400変光の可能性を指摘されている (Kaspi et al. 2021)．関根2022.01.28 (8) **480
他. (2021) では，PSO338+29 と ULAS J1342+0928 の J バン
2022.02.28 2022.06.01 (89)21360
ドにおいて，変光の可能性があることを示した．赤方偏*移 z ∼ 7 では，J バンドに C IV 輝線が入るため，変光とのThe numbers in the parentheses are the numbers of the observed shots.
**
関連性が指摘された．
This observation was performed with Subaru/SWIMS. Others were with Nayuta/NIC.
低赤方偏移のクェーサーにおける等級の変化量を考慮なゆた望遠鏡NICを用いて，近赤外線(J, H, Ks )の3バン
すると，等級の誤差を ∼ 0.1 等程度にする必要がある．な
ゆた望遠鏡NICによる等級の誤差を小さくするため，ディ ド同時撮像を行なった．1フレームあたりの積分時間は240
ザリング点数の変更や新たなパイプラインでの１次処理， 秒である．同じ年に撮像されたデータは，各バンドごとに
ubercalibrationなどを行なった．詳しくは2章の解析手法で 全てスタックし一つのデータとした．なゆた望遠鏡NICの説明をする．しかし現在，なゆた望遠鏡NICでは目標とな 観測では，2021年より誤差を小さくする狙いで，ディザリる精度を達成することは難しい．そのため，すばる望遠 ング点数を10点から7, 8点に変更した観測を行なっている．
2019 年から，私たちは高赤方偏移のクェーサーが低赤鏡などより大口径の望遠鏡で観測し，なゆた望遠鏡NICの測光値を確認，あるいは校正することが重要である．そ 方偏移と同様に変光するのか調査している．高赤方偏移
こで，SWIMS(Simoltaneous-color Wide ﬁeld Infrared Multi- のクェーサーは見つかって間もないものが多く，変光やカ
object Spectrogragh) による J, Ks バンドによる撮像観測を ラー変化の観測はほとんどない．また，観測者系では時間が(1+z)倍で伸びるため，数年以上の長期間の継続的な観行なった．その結果も報告する．
測が必要という困難もある．私たちはこの課題にいち早
本論文では，これまで観測されてきたクェーサーの追観測を行い，変光の傾向を調査することを目的とする．さら く挑戦しており，以前の観測結果からPSO338+29とULAS

id. 9近赤外線撮像観測による遠方クェーサーの変光調査 II

3

J1342+0928のJ バンドで変光の可能性がある，という結果 2014年の等級は Venemans et al. (2015) の値である．
が得られている(関根 他. 2021)．本論文では，2022年にな
Table 2. The magnitudes of PSO338+29 (AB magnitude)
ゆた望遠鏡 NIC とすばる望遠鏡 SWIMS で得られたデータを加えることで，以前得られた結果の確認を行なった．
J bandH bandKs band
すばる望遠鏡 SWIMS を用いて，近赤外線 (J, Ks ) の 2
2019.05.29
20.18 ± 0.26 20.93 ± 0.27 20.18 ± 0.57
バンド同時撮像観測を行なった．観測したクェーサーは
ULAS J1342+0928である．1フレームあたりの積分時間は2020.04.15> 19.99*> 20.32*> 19.51*
60 秒で 8 枚撮像した．しかし，J バンドにおいてデータの**2021.05.30> 20.12> 20.25> 19.88*
readout 時にエラーが起き，データが破損しているものが2022.06.02
20.39 ± 0.20 20.55 ± 0.22 20.39 ± 0.46あったため，6枚で処理を行なった．ULAS J1342+0928は，*2017 年に Magellan/Fourstar infrared camera により高い精度
3 σ upper limits
で観測されており，なゆた望遠鏡NICの観測値と比較する
ことで，2017 年に増光している傾向が見られた．そのた本クェーサーは暗いため (mJ = 20.74, Venemans et al.
め，すばる望遠鏡による高い精度の観測をすることで，そ 2015)，2020年と2021年の観測では，検出できなかった．図の傾向を確かめる必要があった．
1 より，J, Ks バンドにおいて 2014 年から 2019 年にかけてなゆた望遠鏡NICで得られたデータの一次処理は，なゆ 増光の傾向が見られる．J バンドの差は 0.53 ± 0.26 等で，た望遠鏡NICのデータ解析マニュアル1 に従って行なった． その有意性は2.04 σ であるため，実際に変光している可能
具体的な手順は関根 他. (2021)に記述してある．すばる望 性がある．2014年と2019年では観測装置が異なるため，系
遠鏡SWIMSで得られたデータの一次処理は，SWIMSのパ 統的にずれた可能性がある．引き続き，観測を行い確か
イプライン2 に従って行なった．
める必要がある．Ks バンドの差は 0.55 ± 0.58 等で，その測光は，ターゲットの全等級を測定している．本研究で 有意性は0.95 σ であるため，有意な変光とは言えない．H
は，誤差を以下の3成分からなると仮定して，誤差を評価 バンドにおいて，2019 年から 2022 年にかけて増光していした．
る傾向が見られる．その差は0.38 ± 0.35等で，その有意性√は1.09 σ であるため，有意な変光とは言えない．以上の結222∆m = 測光誤差 + ゼロ点補正誤差 + 周辺星補正誤差 (1) 果より，PSO338+29はJ バンドで変光している兆候が見られた．
ゼロ点補正誤差は，等級のゼロ点を求めるときの回帰
2021年の観測値は下限値であったが，2022年は測光可能
直線と観測された等級との差を反映している．そのため，であったため，ディザリング点数の変更による誤差への影
視野内の平均大気透過率の揺らぎや感度ムラを評価して響を議論できる．詳しくは 4 章で述べる．
いる．周辺星補正誤差は，各観測日ごとに同じ星を観測したときの等級の揺らぎを反映している．そのため，視 3.2. ULAS J1120+0641
野内の局所的な大気揺らぎや感度ムラを評価している．
ULAS J1120+0641の測光結果を表3, 図3に示す．画像を測光や誤差の評価についての詳しい手法や説明は，関根
図 4 に示す．
他. (2021)に記述してある．すばる望遠鏡SWIMSのデータも同様の手法で，測光・誤差の評価を行なった．ただし，Table 3. The magnitudes of ULAS J1120+0641 (AB magnitude)
SWIMSの観測日は1日のみなので，周辺星補正誤差は求めることができない．そのため，SWIMS のデータの誤差にJ bandH bandKs bandは周辺星補正誤差は入っていない．
2019.04.06
20.30 ± 0.17 20.07 ± 0.09 20.03 ± 0.15
なゆた望遠鏡NICの解析マニュアルでは，フラット割りを行なった後，縦縞パターンの除去をしている．この縦縞
2020
20.40 ± 0.17 20.19 ± 0.13 19.83 ± 0.13
パターンは縦方向に一定として，除去を行なっている．フ
2022.02.28
20.37 ± 0.39 20.09 ± 0.25 19.42 ± 0.48
ラット割りの後に縦縞パターン除去を行うと，その仮定が崩れることになる．そのため，縦縞パターン除去の後にフラット割りを行なった．さらなる誤差改善のため，ubercalFig 3より，J バンドとH バンドにおいて，等級は誤差のibrationという手法を用いた(Padmanabhan et al. 2008; Saito 範囲で一致しており，変光の傾向も見られない．Ks バンド2022)．ubercalibrationとは，視野内の同一の星が同じ明る において，2019 年から 2022 年にかけて増光している傾向
さになるよう補正する手法である．2022.06.01のデータに が見られる．その差は0.61 ± 0.50等であるが，1.2 σ 程度の対して，一次処理の順序を変え，さらに ubercalibration で 有意性である．変光の兆候が見られるが，それぞれのデー
作られたフラット画像を適用した．
タの誤差も大きいため，変光していると結論づけるのは難しい．継続した観測により，実際に変光が起きているか
3. Results
確かめる必要がある．以上の結果より，ULAS J1120+0641
は Ks バンドで増光の傾向があったが，有意な変化ではな
3.1. PSO 338+29
い．
測光結果を表 2, 図 1 に示す．画像を図 2 に示す．2021，
2022年はディザリング点数を変更した観測である．図1の 3.3. ULAS J1342+0928
ULAS J1342+0928 は 観 測 回 数 が 多 く，2019.04.06 と1
http://www.nhao.jp/˜nic/nic wiki/index.php?NIC 解析
2019.05.29 のデータ，2020.04.15 と 2020.04.24 のデ ー タは
マニュアル
それぞれ足し合わせた．2021，2022 年はディザリング点
2
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/TAO/swims/?Data_
数を変更した観測である．J, Ks バンドでは，2022.01.28
Reduction/Imaging_Data_Reduction

4

S. Sekine et al.

J bandMagnitude [AB]19.0

Vol. 5,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

22.0
2014

2016

2018

2020

22.0
2014

2022

2016

2018

Ks band

19.0

2020

Observing dates

22.0
2014

2022

2016

2018

2020

2022

Fig. 1. Time variability of PSO338+29

29°32'00"

29°32'00"

31'30"

31'30"

31'30"

00"

00"

00"

30'30"

30'30"

30'30"

00"

00"

00"

Dec

29°32'00"

22h33m03s

00s

32m57s54s

51s

22h33m03s

00s

32m57s

R.A.

54s

51s

22h33m03s

00s

32m57s54s

51s

Fig. 2. Final image of PSO338+29 in the J band (left), H band (middle) and Ks band (right). (Observing date:2022.06.02) :The inset panel at the top
left corner shows an enlarged view of the target with the ﬁeld of view of 10 arcsec × 10 arcsec.

に SWIMS による観測を行なったので，そのデータも示 バンドにおいて，2020 年から 2021 年にかけて減光の傾向
す．測光結果を表 4, 図 5 に示す．すばる望遠鏡 SWIMS が見られる．その差は0.51 ± 0.34等で，1.50 σ の有意性でとなゆた望遠鏡 NIC の最終画像を図 6 に示す．図 5 には， あるため，有意な変光とは言えない．Ks バンドにおいて，2005 年〜2011 年のデータと 2017 年のデータをプロットし 一番等級の差が大きいところは，2017 年から 2019 年の減た (Bañados et al. 2018)．2005 年〜2011 年のデータは正確 光である．その差は0.16 ± 0.40等で，0.40 σ の有意性であな日時が不明であったため，2008 年にプロットしている． るため，有意な変光とは言えない．すばる望遠鏡 SWIMSで得られたJ, Ks バンドの観測値は，2022年になゆた望遠
Table 4. The magnitudes of ULAS J1342+0928 (AB magnitude)
鏡 NIC で得られた観測値とよく一致している．そのため，誤差が大きいものの NIC の観測値は信頼性が高いことがJ bandH bandKs bandわかる．2019-2020のデータにかけても同様に信頼できる2019
20.64 ± 0.25 20.13 ± 0.19 20.26 ± 0.40と考えられる．J バンドにおいて，実際に等級が変化している可能性が高いことが言える．以上の結果より，ULAS
2020
20.67 ± 0.22 19.98 ± 0.17
> 17.57*
J1342+0928 は J バンドで周期的な変光の可能性が見られ**
2021> 20.29
20.50 ± 0.36
> 20.24
た．今後の追観測で，確認していく．
**
2022.01.28

20.36 ± 0.10-

20.00 ± 0.20

2022

20.35 ± 0.16

20.13 ± 0.09

20.19 ± 0.34***

3 σ lupper limits
This observation was performed with Subaru/SWIMS.

Fig 5より，J バンドにおいて2017年から2019, 2020年にかけて減光の傾向が見られ，2022 年に増光に転じる傾向が見られた．この変動を，周期的な変光の半周期分と解釈できるかもしれない．1周期のタイムスケールは，クェー
サーの静止系で ∼ 102 日程度である．AGN において，このようなタイムスケールをもつ変動を4章で議論する．H4. Discussion
4.1. Possible Origin of Variability
本研究で観測したクェーサーでは，PSO338+29のJ バン
ドで変光の兆候が見られた．また，ULAS J1342+0928のJバンドで周期的な変光の可能性が見られた．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 1549 Å であり，赤方偏移 z = 6.66 では 11865 Å 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 ∼ 13320 Å 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

近赤外線撮像観測による遠方クェーサーの変光調査 II

id. 9

J bandMagnitude [AB]18.5

Mortlock et al. 2011

H band

18.5
19.0

19.0

19.5

19.5

19.5

20.0

20.0

20.0

20.5

20.5

20.5

2020-01-01

2022-01-01

21.0

2020-01-01

Ks band

18.5

19.0

21.0

5

21.0

2022-01-01

Observing dates

2020-01-01

2022-01-01

Dec

Fig. 3. 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

19m57s54s

11h20m03s

00s

19m57sR.A.

54s

11h20m03s

00s

19m57s54s

Fig. 4. Final image of ULAS J1120+0641 in the J band (left), H band (middle) and Ks band (right). (Observing date:2022.02.28) :The inset panel at
the top left corner shows an enlarged view of the target with the ﬁeld of view of 10 arcsec × 10 arcsec.

サーの変光に関係している可能性がある．
J1342+0928 において，2017 年から 2019 年にかけて 20.30
ULAS J1342+0928 は J バンドで周期的な変光の可能性 等 か ら 20.64 等 に 変 光 し た ．AB 等 級 か ら フ ラック ス 密がある．私たちの知る限りでは，先行研究に AGN の変光 度 fν [erg s−1 cm−2 Hz−1 ] に 変 換 し ，フ ラック ス 密 度に周期性があるという報告は今までにない．本研究では の 差 を 計 算 す る と ，7.41 × 10−29 [erg s−1 cm−2 Hz−1 ]減光と増光という傾向が見れられたため，周期的な変光 と なった ．J バ ン ド の 周 波 数 幅 は ，30.1 [THz] な のとして議論する．観測された変光を半周期と仮定すると， で ，こ れ を 掛 け て フ ラック ス に 変 換 す る と ，そ の 減
クェーサーの静止系では ∼ 102 日程度の周期となる．J バ 光 量 は 2.23 × 10−15 [erg s−1 cm−2 ] と な る ．Wanget
ンドにはC IV輝線が入り，この輝線がクェーサーの変光に al. (2021b) よ り C IV 輝 線 の フ ラック ス を 見 積 も る と ，関係している可能性がある．C IV輝線は，BLR(Broad Line 7.34 × 10−17 [erg s−1 cm−2 ] である．観測された減光量とRegion)から放射されており，中心ブラックホールから0.1 比較すると，C IV 輝線のフラックスは減光量の ∼ 3% 程度
光年程度離れている (福江 2007)．BLR がブラックホール であるので，今回の変光は C IV 輝線の変光だけでは説明の周りを回転運動する周期と変光周期を比較する．質量 できない．そのため，連続光成分が変光していることにm の物体が，質量 MBH の周りを回転するときの速さは式 なる．
(2)で求められる．
4.2. Toward better photometric accuracyv2
MBH m
2021，2022年の観測では，元々の10点ディザリングから
m
(2)
= G
r
r
7，8点ディザリングに変更した観測を行なった．ディザリ

半径r の円軌道を一周するのにかかる時間trot は2πr/v と ング点数を変更したことによる，それぞれの誤差への影なる．中心ブラックホールからBLRまでの距離を0.1光年， 響を考える．測光誤差と撮像枚数との関係を図 7 に示す．
中心ブラックホールの質量を MBH = 109 M⊙ として計算 測光誤差は，ポアソン誤差と考えると撮像枚数 n が増え√する．trot はクェーサーの静止系で∼ 104 日程度となる．ク れば，1 / n で誤差が小さくなっていくことが分かって
2
ェーサーの変光周期と比較すると，10 倍程度異なる．ブ いる．撮像枚数による差を補正して，ディザリング点数
ラックホール質量やBLRの距離など不定性もあるが，変光 変更前と変更後を比較する．10 点ディザリングでの誤差
周期とは大きな差がある．よって，この変光はBLRの運動 は ∆m10 = 0.08 ± 0.04，7,8 点ディザリングでの誤差はによるものではないと結論付けられる．
∆m7, 8 = 0.10 ± 0.04 となった．誤差が多少大きくなっ
次に，変光量とC IV輝線フラックスを比較する．ULAS たが，データ点のばらつき等を考慮すると，明確な違い

6

S. Sekine et al.

J bandMagnitude [AB]19.0

Other Instrument
Nayuta/NIC
Subaru/SWIMS

19.5

Vol. 5,H band19.0

19.0

Other Intsrument
Nayuta/NIC

19.5

19.5

20.0

20.0

20.0

20.5

20.5

20.5

21.0

21.0

21.0

21.5

2006

2010

2014

2018

2022

21.5

2006

2010

2014

2018

Observing dates

21.5

2022

Ks band
Other Instrument
Nayuta/NIC
Subaru/SWIMS

2006

2010

2014

06s

03s

2018

2022

Dec

Fig. 5. Time variability of ULAS J1342+0928

9°30'

9°30'

29'

29'

28'

28'

Dec

13h42m15s

12s

09s

06s

03s

13h42m15s

R.A.

12s

09s

9°30'00"

9°30'00"

9°30'00"

29'30"

29'30"

29'30"

00"

00"

00"

28'30"

28'30"

28'30"

00"

00"

00"

13h42m12s

09s

06s

03s

13h42m12s

09s

R.A.

06s

03s

13h42m12s

09s

06s

03s

Fig. 6. (Top) Subaru/SWIMS images of ULAS J1342+0928 J band (left), Ks band (right) (Observing date:2022.01.28). (Bottom) Nayuta/NIC imageof ULAS J1342+0928 in the J band (left), H band (middle) and Ks band (right). (Observing date:2022) :The inset panel at the top left corner of each
image shows an enlarged view of the target with the ﬁeld of view of 10 arcsec × 10 arcsec.

ではない．よって，ディザリング点数の変更による測光誤 かった．周辺星補正誤差は，これまでの研究で撮像枚数差の改善は見れらなかった．
が増えると小さくなる傾向が見られた．測光誤差と同様√
ゼロ点補正誤差，周辺星補正誤差と撮像枚数との関係 に撮像枚数nが増えると，1 / nで誤差が小さくなると仮を図 8 に示す．ゼロ点補正誤差は，これまでの研究で撮 定して，枚数による補正を行う．10点ディザリングでの誤像枚数が増えても変化が見られないことが分かっている． 差は∆m10 = 0.11 ± 0.07，7,8点ディザリングでの誤差はそのため，枚数補正などは行わず，ディザリング点数変 ∆m7,8 = 0.08 ± 0.06 となった．誤差は小さくなったが，更前と変更後を比較する．10 点ディザリングでの誤差は データのばらつきが大きく有意性は低い．よって，ディザ∆m10 = 0.11 ± 0.08，7,8 点ディザリングでの誤差は リング点数の変更による周辺星補正誤差の改善は見られ∆m7, 8 = 0.12 ± 0.08 となった．こちらも誤差が多少大 なかった．
きくなったが，有意な差とは言い難い．よって，ディザリ
2 章で述べたように 1 次処理の手順を変更し，ubercaliング点数の変更によるゼロ点補正誤差の改善は見られな bration によるフラット画像を用いた解析を行なった (Saito

近赤外線撮像観測による遠方クェーサーの変光調査 II

id. 9

Photometry Error

0.5

7

10 point dether
7, 8 point dether

0.4
0.3
0.2
0.1
0.0 10

20

30

40

50

60

Number of Frames

70

80

90

Fig. 7. The relation between number of images and photometry error.

Around Star Error

Zero Point Error

0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0.0

1.0

10 point dether
7, 8 point dether

0.7

20

40

60

Number of Frames

80

10 point dether
7, 8 point dether

0.8
0.6
0.4
0.2
0.0

20

40

60

Number of Frames

80

Fig. 8. The relation between number of images and the around star error (left) or the zero point error (right).

2022)．2022.06.01のデータに対して適用した．従来の手法 は，撮像枚数の差を補正して比較した．ゼロ点補正誤差
でのターゲットの S/N 比は 8.38 であり，新たな手法では， は撮像枚数による影響はないとして，比較を行なった．そS/N 比は 8.36 となった．ターゲットの測光精度はともに， の結果，各誤差に対する有意な変化は見られなかった．
∼ 12% であり，有意な変化は見られなかった．
現在、なゆた望遠鏡NICにより毎年観測をしている．誤差を小さくするため，ディザリング点数の変更やubercali5. Conclusion
brationなどを行なっているが，目標となる誤差∼ 0.1等は達成できていない．しかし，継続した観測は変光調査にお本 研 究 で は ，3 つ の クェー サ ー の 2−3 年 間 に 渡 る 観 いて不可欠である．今回，SWIMS により得られたデータ
測 を 通 し て ，変 光 が 観 測 で き る か 調 査 し た ．ULAS により現在の等級を強く制限することができた．さらに，
J1120+0928 では等級の変化は誤差の範囲で一致してい なゆた望遠鏡NICの観測値ともよく一致しており，NICにた．PSO338+29，ULAS J1342+0928 の J バンドのように よる観測値の信頼性が高いことが確認できた．そのため変光や周期的な変化の兆候が見られたものがあった．そ 今後は，数年単位ですばる望遠鏡などの大口径，高感度のため今後，観測を継続して行なっていき，実際に変光 の機器で観測をしていく．なゆた望遠鏡NICで大まかな等が起きているか確かめる必要がある．J バンドでの兆候 級変化を追いながら，強く制限できるデータを数年単位
が 2 つあるが，z ∼ 7 では C IV 輝線が J バンドに入り，変 で見ることで等級変化の傾向を観察できる．
光に関係している可能性がある．ULAS J1342+0928 の変動周期と，C IV 輝線を放射している BLR の運動周期との Acknowledgement
比較では，102 倍程度異なる．そのため，BLRの運動との関連は見られなかった．また，変光量を定量的に評価す
西はりま天文台の伊藤洋一センター長や職員の方には，
ると，C IV 輝線のみの変動では説明できないため，連続 施設利用や観測の際に大変お世話になりました．感謝申
光成分が変光していたことになる．
し上げます．菅原悠馬氏，札本佳伸氏には，データ処理
ディザリング点数を 10 点から 7，8 点に変更した観測を について有益なコメントをいただき，大変お世話になり
2021，2022 年で行なった．測光誤差や周辺性補正誤差で ました．感謝申し上げます．ディザリング点数について，

8

S. Sekine et al.

千葉工業大学の秋田谷洋氏に有益なコメントをいただきました．感謝申し上げます．また，査読者の方からも有益なコメントをいただきました，感謝申し上げます．

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