SAG: Stars and Galaxies Vol.2, id.5 , 2019 December 27c 2019. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝SX Phe型変光星BL Camの多色測光観測大島 誠人 1 , 穂積 正人 21

兵庫県立大学 西はりま天文台
2
兵庫県立舞子高等学校

Multi-color phoitometric observation of SX Phe-type variable BL Cam
Tomohito O HSHIMA 1 , Masato H OZUMI 2
1

Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo,
407–2 Nishigaichi, Sayo-cho, Hyogo 679–5313, Japan
2
Hyogo Prefectual Maiko High School, 3-2 Manabigaoka, Tarumi-ku, Kobe-city, Hyogo 655–0004, Japanohshima@nhao.jp(Received 2019 November 6; Accepted 2019 December 16)

概要
口径 60cm 反射望遠鏡と冷却 CCD カメラを用いて、SX Phe 型変光星 BL Cam の多色測光観測を行った。
2016年11月と2018年1月に行われた観測で得たデータから作成した光度曲線を用いて、色指数B − V ∼ 0.35を得た。この値から、天体の表面温度を 6680K と見積もった。また、脈動に応じて半径の変化が見られたが、一般的に脈動変光星で多く報告されているような極大付近で最小となり極大付近で最大となる半径の変化とはやや位相のずれがあり、極小・極大に対して0.3〜0.4位相先行して半径の最大・最小を迎えるという結果となった。

Abstract
Optical multi-band photometric observations of SX Phe-type object BL Cam were carried out with 60-cm reflecting telescope equipped with CCD camera in 2016 November and 2018 January. The color index B − V is estimatedas 0.35 from the obtained B- and V -band data. The surface temperature is estimated 6680 K based on this colorindex. The variations of radius accompanying the variations of luminosity were detected, however, the variations do
not correspond to that ever observed in similar objects. The maximum of stellar radius variation is delayed by 0.3 ∼0.4 of phase to the maximum of light curve variation.
Key words: indivisual object: BL Cam — variable star
1. イントロダクションる主系列星は、通常なら 1.2 太陽質量程度の質量を持つため、球状星団などに位置する SX Phe 型変光星の場合、質セファイド不安定帯は、HR 図上のスペクトル A – G 量から推定される年齢が星団の年齢と矛盾する (Nemec &型付近に位置する恒星が脈動を示しやすい領域である。 Mateo 1990)。そのため、これらの星団に位置する SX Phe
これは、この付近の表面温度を持つ恒星においては、光 型変光星は blue straggler であるとされる (Eggen 1989)。ま球の表層よりやや下の層においてヘリウムの電離が生 た、このような星団の外のフィールドにも 15 の SX Phe 型じることに起因する。中心核での燃焼によって放出され 変光星が知られている。
たエネルギーが光子として外側へ輸送される過程においきりん座BL(BL Cam=GD428, α2000 = 3h 47m 19s 、δ2000 =て、ヘリウムの電離に伴う光子の吸収が起こるため、一 +63◦ 22′ 07′′ ) は、フィールドに位置する SX Phe 型変光星
時的にエネルギーが蓄積される現象が起こる。このため の一つである。この天体ははじめ白色矮星の可能性の高κ-mechanisum に基づく脈動変光を示しやすい (Cox 1958; い天体として発見され (Giclas et al. 1970)、のちに BergZhevakin 1963; Baker & Kippenhahn 1962)。
& Duthie (1977) によって周期 0.039 日の脈動変光星であSX Phe 型変光星は、このセファイド不安定帯に位置す ることが明らかにされた。のちに、多重周期の比から金る脈動変光星の一つである。Frolov & Irkaev (1984)によっ 属量が少なく、種族 II の天体である可能性が示唆されたて提唱された。セファイド不安定帯の主系列付近に位置す (McNamara & Budge 1985)。そのため、BL CamはSX Phe型るグループであるたて座δ 型変光星のうち、金属量が少な の天体として分類されている。平均光度は13.1等で、0.33い種族IIに属するのものを分離したものである。変光周期 等の振幅の変動を示す(Rodrı́guez & Breger 2001)。 金属量は 0.08 日以下、変光の振幅は 0.7 等以下で、動径脈動と非 について、McNamara (1997)は[Fe/H]=-2.4という見積もり動径脈動の両方を示す天体とされる (Fauvaud et al. 2006)。 をしている。
このグループに属する天体は、Niss (1981) が ω Cen 星
BL Camの脈動には複数のモードがあることが古くから団中に発見されて以来、球状星団・矮小銀河など、種族 示唆されている(Hintz et al. 1997)。もっとも強くみられるIIの星からなる集団の中で多く発見されている(Rodrı́guez 周期である0.039日付近以外に含まれる変動周期の具体的& Lopez-Gonzalez 2000)。セファイド不安定帯に位置す な値は文献により異なった値が見積もられているが、Zong2T. Ohshima and M. HozumiVol. 2

Table 1. Observation Log

Date

FilterExposure (s)N

2016/11/25B,V30411

2018/1/13B,V30664

Date is based on JST. N is the number of obtained frames.
et al. (2019)によるとBL Camはもっとも顕著な振動である
25.5790/日の振動数とその倍振動のほか、非動径脈動に対応すると考えられる 25.247/日の振動数の脈動が観測されている。
著者らは 2016 年から、兵庫県立舞子高等学校天文部の実習の一環として、毎年兵庫県立大学西はりま天文台の60cm 望遠鏡を用いて変光星の測光観測実習を行っている(Hozumi 2017)。周期が短いために短い観測時間で複数の極大を追うことが容易なこと、振幅が大きいために変動をとらえることが容易なことなどから、BL Camをターゲットとして観測を行ってきた。本論文では、得られた観測から得られた BL Cam の要素について記述する。

Fig. 1. The finding chart of BL Cam. The plotted ”var” star corresponds to BL Cam. The star plotted A is a comparison star, and thestar plotted B is a check star.

2. 観測

3. 結果・考察

13.1

(a)
13.2

V

13.3

13.4

13.5

13.6
13.4

(b)
13.5

B

13.6

13.7

13.8

13.9
0.20
0.25

(c)

0.30
B−V

観測には、西はりま天文台60cm望遠鏡と、SBIG社の冷却CCDカメラSTL−1001を用いた。冷却CCDカメラには多色バンドフィルターが装着されており、B バンドとV バンドでの撮像を交互に行った。観測日、露出時間などについての情報は、Table 1 に示すとおりとなっている。
解析には Makali’i1 を用いた。まず生データからダークフレームを引くことで熱によるノイズを除去し、その後規格化したフラットフレームで画像を割ることで画像全体の感度の補正を行った。その後、画像の視野内にある変光星と、光度が変化しない比較星の明るさを測定して開口測光を行い、2つの星の光度の比をとることによって相対測光を行った。
測定にはMakali’iの自動モードでの測光を行った。開口測光のパラメータのうち、測定半径はソフトウェアが自動に選んだものを用いて、半径設定は重心検索範囲を3ピクセルとした。星の中心をクリックして算出されるカウント値を元に、比較星のカウントとの比を取って等級へ換算した。
得られた相対測光の等級を元に、比較星光度の文献値を用いて光度を実等級に換算した。この際、比較星としてFig. 1に示したチャートのA星、チェック星としてB星を用いた。V等級は星Aが12.044等、B星が12.272等、B等級は星 A が 12.675 等、星 B が 12.963 等である。これらの光度は AAVSO 星図で採用されている Henden による CCD 測光から採用した2 。

0.350.400.45
0.50
0.05

得られた光度曲線の、2016 年のものを Fig. 2 の, 2018 年のものを Fig. 3 の、それぞれ (a), (b) に示す。いずれの図
10.15

0.20

JD−2457718

Fig. 2. The light curve of BL Cam in 2016 observations. The upper
panel is obtained in V band, the middle panel is obtained in B band.
The lower panel is color index B − V curve.

https://makalii.mtk.nao.ac.jp
https://www.aavso.org/apps/vsp/photometry/?fov=18.5&scale=F&star=
BL+Cam&orientation=ccd&maglimit=18.5&resolution=150&north=up&east=left&type=photometry
20.10

id. 5Multi-color phoitometric observation of SX Phe-type variable BL Cam

3

13.20

13.1

(a)

(a)
13.25

13.2

13.30
VV

13.3
13.35

13.4
13.40
13.5
13.45
13.6

13.50

13.4
13.55

(b)

13.5

(b)

13.60
13.6
13.65
BB

13.7

13.70

13.8
13.9

13.75

14.0

13.80

14.1

13.85

0.20

0.35

0.35

0.34

B−V

0.30
B−V

(c)

0.33

(c)

0.25

0.36

0.40
0.45
0.50
−0.06

−0.04

−0.02

0.00

0.02

−0.5

0.0

0.5

1.01.5JD−2458132

Phase

Fig. 3. The light curve of BL Cam in 2018 observations. The upperpanel is obtained in V band, the middle panel is obtained in B band.
The lower panel is color index B − V curve.

Fig. 4. 0.1 phase-binned light curve of 2016 observations folded by theperiod of 0.0390976 d.

も、(a) は V バンド、(b) は B バンドでの光度変化に対応している。B 、V どちらのバンドにおいても0.3等程度の振幅をもつ変動が観測されている。これは Rodrı́guez & Breger(2001) で報告されている BL Cam の変光振幅にほぼ一致する。極小付近に小さな盛り上がり状の小ピークが見られる。この傾向はB バンドV バンド共に見られるが、B バンドのほうがややはっきりと盛り上がりが見られる。これは、この変動と同時に色の変化が見られるためだと考えられる。
測光観測はB 、V の2バンドを使って行ったが、同時測光は行っておらず、そのためにそれぞれのバンドで観測時刻が異なっている。そこで変光に伴う色指数の変化を求める
ため、観測間隔が十分に短いことを利用して、連続するBバンドでの観測で得られた光度を時刻に対して内挿し、Vバンドでの観測時刻に相当する光度を求め、これから色指数を計算した。なお、悪条件により隣接するデータや対応する V バンドががない場合は除いた。このようにして 2016 年の観測から得られた色指数の時間変動が Fig. 2の (c) である。同様に、2018 年の観測から得られたものがFig. 3の(c)である。いずれも分散は大きいが、脈動に対応した色の変化が見られる。
Fig. 4, 5の(c)は、それぞれ2016年、2018年の観測を用いて作成した脈動の位相に対する色指数の変動を示す。観

測時刻を脈動の位相に変換するときの脈動周期は GCVSの0.0390976日を使用し、脈動の元期は2016年のデータについてはJD = 2457717.9835、2018年のデータについてはJD = 2458131.943 を用いた。これらの値を用いて観測時刻を位相に変換したのち、0.1 位相ごとにデータをビニングし、各ビンごとの平均光度から作成した位相に対する色指数の変動が Fig. 4, 5 の (c) である。なお、Fig. 4, 5 の (a)は同じ元期・周期を使って作成したV バンドでの位相光度曲線、同様にFig. 4, 5の(b)はB バンドでの位相光度曲線である。
これらのグラフから分かるように、2016 年、2018 年共に脈動に伴った色変化が明白に見られる。これは脈動に伴う表面温度の変化に対応していると考えられる。ただし位相光度曲線と色変化の関係は 2016 年と 2018 年でやや差異がある。2016 年の観測では光度の極大時のすぐ直後にあたる位相ϕ 0 ∼ 0.1でもっとも青くなり、極小時のすぐ直後の位相ϕ 0.6 ∼ 0.7でもっとも赤くなる傾向が観測されるのに対して、2018 年の観測では最も青くなる時位相が位相ϕ 0.7 ∼ 0.8付近、最も赤くなる位相はϕ 0.2 ∼ 0.3付近に対応している。
このような色の変化は、脈動に伴う恒星の表面温度の変化によるものと考えられる。そこで、得られた色指数の変化から、脈動に伴う恒星の表面温度の変化を求めた。

4T. Ohshima and M. Hozumi

Vol. 2

13.20

13.2(a)

(a)
13.25

13.3

VV

13.30
13.35

13.4

13.40
13.5

13.45
13.50
7000(b)13.6(b)6800

BTemp.

13.7

6400

13.8

6200

0.30

13.9

1.25

0.32(c)

(c)

1.20

0.36

Relative Radius

0.341.150.38

B−V

6600

1.10
1.05

0.40

1.00

0.42

0.95
0.90
−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

Phase

PhaseFig. 5. 0.1 phase-binned light curve of 2018 observations folded by theperiod of 0.0390976 d.

Fig. 6. The phase averaged V light curve (a), the estimated temperature
with the blackbody radiation hypothesis (b), and the estimated stellarradius (c) from 2016 observations.

恒星の表面温度に対応する輻射の分布は、ほぼ黒体輻射に一致すると仮定できる。そこで、プランクの熱放射の公式に基づいて、特定の温度に対してB 、V それぞれのバンドパスに含まれる光の量を求め、理論的に想定される色指数との関係式を導いた。この関係式を用いて、ニュートン法により色指数から対応する表面温度を求め、位相に対してグラフ化したものが、Fig. 6, 7の(b)である。Fig.
6 は 2016 年の観測、Fig. 7 は 2018 年の観測から得られた変化を示す。
2018 年に行われた観測では、色指数の変化から見積もられる脈動に伴う温度変化は 700K 程度となる。これは同じSX Phe型変光星に属する DY Pegの観測から示唆された1200K に比べるとやや小さい (Wilson et al. 1998)。一方、
2016 年に行われた観測では、2018 年に得られた変化と比べてもさらに温度変化が小さく、250K程度となっている。
ビニングする前のデータである Fig. 2 の (c) でも色の変化があまり大きくないことから、これはもともとあった変動がビニングする際に平均を取ったこと変化が不明瞭になったわけではなく、2016 年の観測時には実際に表面温度の変化があまり大きくなかったことを示唆している。
2016年の平均V等級< V >= 13.37等、平均B等級< B >=13.71等から得られた平均色指数< B − V >= 0.34となり、平均表面温度は6744Kと見積もられる。一方、2018年では< V >= 13.39等、< B >= 13.74等となり、ここから得た平均色指数は< B −V >= 0.36となった。このときの平均表面温度は6620Kと見積もられ、2回の観測を通じてほぼ一致している。両者の平均を求めると、平均色指数< B −V >=0.35、平均表面温度6680Kとなる。これは、理論的に予想されるセファイド不安定帯の低温端よりやや低温側に位置するが、Rodrı́guez & Breger (2001) によると理論的なセファイド不安定帯の位置と実際に観測されている SX Phe型、δ Sct型変光星のHR図上での位置は必ずしも一致せず、やや低温側まで伸びて分布しているため、この結果は大きく従来の観測には矛盾しないと思われる。
また、前述したように、位相に対する色指数の変化においては、色が赤くなり光度的にはもっとも暗くなるϕ ∼0.5付近で一時的にやや青くなる傾向がみられる。これは、ϕ ∼0.5 前後に見られる光度曲線の小さな盛り上がりに対応していると考えられ、この光度変化に対応して表面温度がやや高くなっているものと考えられる。BL Cam には複数の動径脈動が共存しているという報告がある (e.g.
Zong et al. 2019) ことから、そのため、これは他のモードの振動の極大が現れているためと思われる。
見積もられた表面温度を元に、Stefan-Boltzmannの法則を用いて半径の変化に換算したものが Fig. 6, 7 の (c) である。2016年の観測に基づいたものがFig. 6、2018年の観測

id. 5Multi-color phoitometric observation of SX Phe-type variable BL Cam5が考えられる。BL Camでの位相差が他の星に比べて大きくみられるのは、BL CamがSX Phe型の天体の中では絶対等級の小さな天体であるため、半径が小さく密度が大きい天体であり、衝撃波が起きやすいことが関係があると思われる。

13.2

(a)
13.3

謝辞

V4.
13.4

観測・解析に携わった舞子高等学校天文気象部の皆様に、心から感謝申し上げます。

13.5

References
7000

(b)

Temp.

6800

6600

6400

6200

1.25(c)1.20

Relative Radius

1.15
1.10
1.05
1.00
0.95
0.90
−0.5

0.0

0.5

1.0

1.5

Phase

Fig. 7. The phase averaged V light curve (a), the estimated temperature
with the blackbody radiation hypothesis (b), and the estimated stellar
radius (c) from 2018 observations.に基づいたものがFig. 7である。いずれも脈動に伴って半径の変化が生じていることを示している。2016 年の観測では10%、2018年の観測では20%程度の半径の変化が生じていることがわかる。これはBL Camにおける脈動が動径脈動であることを示す。
脈動理論によると、動径脈動を示す天体では極大付近が最も半径が小さく、極小付近でもっとも半径が大きくなるとされる。従来観測されたセファイド型変光星の多くも、これに概ね従った結果が得られている。しかし、今回得られた BL Cam における脈動に伴う半径の変化には、やや異なった結果が見られる。2018 年の観測では、半径の極大・極小は表面温度の極小・極大に対してそれぞれϕ ∼ 0.1 程度先行している。また、光度の極小・極大に対してはϕ ∼ 0.3先行している。一方、2016年の観測では、表面温度が最大になる位相は光度変化の極大にほぼ一致しており、一方で半径が最小になる位相はこれらに対してϕ ∼ 0.4遅れている。
過去の研究における δ Sct 型、SX Phe 型の脈動変光星の半径変化に関する結果では、多くの場合半径の極大・極小は光度の極小・極大に対してϕ ∼ 0.1 程度先行している(e.g.
Bessell 1969, Breger 1975, Fernley et al. 1987)。このような現象が引き起こされる理由としては膨張の際に引き起こされる衝撃波のために膨張が少し遅れるという可能性

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