令和5年9月14日
2023年度なゆたユーザーズミーティング

なゆた望遠鏡MALLSによるBe星の伴星の近星点通過前後における中分散分光観測横浜市立戸塚高等学校
教諭(理科) 石田 光宏

Contents
1.Introduction
2. Observations and data analysis
3. Result & Discussion

4. Summary & Future work

1. Introduction

〇Be星(カシオペヤ座γ型変光星)
・定義は、光度階級がIII-VのB(O,A)型星のうち、過去に一度でも水素の輝線がみられたもの

・高速(数百 km/s)で自転し、赤道周りにガス円盤を作り、Hα Hβ水素輝線を放出・輝線の形は、見る方向で異なる
Rivinius Th., et al., 2013

・長期的に、円盤は生成・消滅を繰り返す。二重になることもある。
・円盤の成長と ,水素輝線等価幅&明るさの変動には正の相関？
γ Cas

Hα輝線等価幅

V mag

Be星プレオネの想像図（西はりま天文台）

Pollmann et al.2014

・円盤への角運動量輸送機構（連星系の場合、伴星の寄与も）など分かっていないことも多い

〇本研究の目的
複数のBe星で・水素輝線(Hα、Hβ)等価幅(EW)・報告例が極めて少ない
バルマー逓減率(D34～ Hα/ Hβ)をモニタリングし、円盤のメカニズムを探る

〇観測装置カメラ

分光器
横浜サイエンスフロンティア高校
天体観測ドーム(2018.9～2020.3)

望遠鏡
冷却CCDカメラ
分光器

戸塚高校天文台(2021.9～ )Alpy 600

サイエンス
タカハシ製 30cm
SBIG製 ST-402ME

戸塚ASKO製 35cm
Atik製 Atik 414EX

Shelyak製Alpy 600
波長分解能～600@650nm～400@450nm

同〇低分散分光観測結果(1)EWα
2018.92023.2・どの天体も緩やかな変化（除：π Aqr, 66 Cygのそれぞれ1点ずつ）

〇低分散分光観測結果(2)EWβ2018.92023.2

・δ Sco, π Aqr, φ Per→2-3倍程度の変化がある
・上記以外→緩やかな変化

〇低分散分光観測結果(3)D34～ Hα/ Hβ2018.92023.2

・δ Sco, π Aqr, φ Perで1.5倍程度の変化がある
・上記以外→緩やかな変化・ ψ Perのみ単独星, 他は連星

〇periastron epoch(近星点）
・Be星 28 Tau(プレオネ)の高分散分光観測で、伴星の近星点通過前後でV/R(輝線ダブルピーク紫[V]、赤[R]強度比)が変動するとの報告あり（Pollmann & Vollmann,2014など)

伴星(P=218d)

プレオネ

近星点

⇒円盤歳差運動(Pollmann 2018)?
伴星の潮汐力(本田, 片平 2018)?

〇D34変化とperiastronD34は、近星点の前で減少傾向、後で増加傾向（通過前後でグラフの傾きが正となる?）

〇円盤構造モデル（石田2022,SAG)

〇円盤構造モデル（石田2022,SAG)
伴星の潮汐で分裂（リング化）しEW(Hβ)が減少↓
D34増加

Hβ輝線の裾の幅(FWHM)が小さくなっていく？
↓中分散分光観測

2. Observations and data analysis

〇西はりま天文台なゆた望遠鏡による中分散分光観測・観測装置：可視光中低分散分光器MALLS 生徒撮影
0.8“ スリット, 1800l/mm
波長分解能～7500(550nm, 1.2")・観測波長域：Hα, Hβ中心, 400Åの範囲
・観測（予定）日&ターゲット：δ Sco2022/4/16(periastron)

π Aqr
2023/8/8,9(periastron)

2023/4/21,22 2023/9/11,12

なゆたMALLS

・解析ソフト:IRAF

3. Result & Discussion

〇なゆた望遠鏡による中分散分光観測
・対象天体①：δ Sco
・2000年にγ Cas型の増光、その後およそ10年周期で増光→伴星が近星点を通るため・伴星の軌道離心率～0.9
δ Scoの光度曲線（AAVSOより）2000.92011.7

生徒撮影

2022.4

〇観測結果①（δ Sco）
<Hα>

<Hβ>

・FWHM
⇒ Hα, Hβともに大きな変化なし

・スペクトルの形状や強度に微妙な変化
Hα：強度減少
Hβ：シングルピークに近い〇アーカイブデータ(BeSS)の解析（δ Sco）
<条件>波長分解能R(~11000)が同じ
<Hα>

<Hβ>

<FWHM>

・FWHMはHα, Hβともに近星点に近づくと大きくなる⇒予想と逆の傾向
近星点付近では円盤の密度増大？
密度大×〇?

〇アーカイブデータ(BeSS)の解析（δ Sco）
<条件>波長分解能R(~11000)が同じ<ピーク強度><Hα><Hβ>・ピーク強度はHα, Hβともに近星点付近で最小そこから離れると増大➡近星点での伴星の潮汐力の影響が、数年間円盤の成長に寄与？
➡しかし直近の近星点通過後では見られない

〇BeSSの解析ー他元素（δ Sco）
He I(5016Å)_なゆた

He I(5016Å)_BeSS

Mg I(5167Å)or Fe I(5166Å)<He I>
・強度は近星点を超えると上昇<Mg I>
・形状の変化：シングルピークに戻るタイミングが水素と違う
・強度は近星点を超えると上昇※輝線強度変動は円盤の温度分布を反映？

〇なゆた望遠鏡による中分散分光観測②
・対象天体：π Aqr
・2014年1月に円盤消失、その後順調に発達・X線で明るく、伴星は白色矮星が有力(Tsujimoto et al. 2022), 軌道周期～84.1day
・伴星の軌道離心率～0?
Naze et al.2019

π AqrのHα輝線等価幅

〇観測結果②（π Aqr）
<Hα>20230912 データ取得
解析中・・

<Hβ>

〇アーカイブデータ(BeSS)の解析（π Aqr）
<条件>波長分解能R(~8500)が同じ<Hα><Hβ><FWHM>・FWHM
Hα:近星点に関係なく変動？
Hβ：ほとんど測定不可
・スペクトルの形状の変化
ピーク強度(R側)は近星点に関係なく変動？

〇BeSSの解析ー他元素（π Aqr ）He I(5016Å)_なゆた

Mg I(5167Å)or Fe I(5166Å)_なゆた

He I(5016Å)_BeSS

Mg I(5167Å)or Fe I(5166Å)_BeSS・FWHMに大きな変動なし
・中心部が浅くなる

・FWHMは測定不可(変化なし?)
・スペクトルの形状の変化小4. Summary & Future work

〇まとめ
・Be星の円盤構造を探るため、西はりま天文台のなゆた望遠鏡を用いて中分散分光観測を行った
・δ Scoの観測&BeSSデータより、近星点付近で円盤密度の増大を示唆、ピーク強度の変動から、円盤成長の伴星寄与説が有力だが、直近では見られない・π Aqrの観測&BeSSのデータからは、上記の機構は立証困難or伴星寄与なしの可能性〇今後の展望・長軌道周期、高離心率の伴星を持つBe星での検証・伴星が未発見のBe星の中分散分光観測 (例)ψ Per
・学校天文台での低分散分光観測(EW、D34)も並行

○謝辞

共同利用観測を受け入れていただいた、西はりま天文台のスタッフのみなさまに深謝いたします。
また、以下の方々に技術的なサポートをいただ
きました。
・戸塚都さま、高山正輝さま、大島誠人さま（西はりま天文台）
・藤井貢さま（藤井黒崎観測所）
この研究は、フランスのムードン天文台LESIAで運用されているBeSS databaseを利用しています。