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My deep condolences on the disaster
in Kobe, 20 years ago.
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謹賀新年 H26年天文学校 1/17,18、2/15、3/8
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H25天文学校 謹賀新年
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any proprids?
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天文学校 brief history 2000(H12)設立 散開星団の測光 2005 太陽 2006 星の固有運動 2007 変光
2004,2008にPASJで2本 分光観測で視線速度測定済み 矮小銀河LeoA解析済み 2005 太陽 2006 星の固有運動 2007 変光 2011 系外惑星(原田校長) 2012 系外銀河の星形成(君野校長) M51論文作成中 2013 ISON彗星なきあと。。。 Lovejoy彗星論文作成中
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系外銀河の 星形成 M51の密度波理論? 3塁打くらい 論文: 8合目
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2013 ISON彗星。。。 最後は雪中行軍！ Many thanks for all you you here !
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2014? データとしては、まず確実に論文を狙える。 大ホームランではない シングルヒット？ 相手のエラーではない(笑)
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誕生したての星の変光 誕生したての星の偏光 過去にも星の変光は。。。 これも十分いいテーマ 150/近赤もあるよ
2MASSはチェックしてから 変光は小さいと思うので、狭帯域(Brγなど?)がよい？ 過去にも星の変光は。。。 今年の変光は何を狙おうか。。。
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12年前の記憶 スペイングループの大掛かりな観測の一環。 一連の観測@GAO 一人居残り観測 24時間モニターのため日本にもおはちが。。。
日本窓口の小倉先生による観測ご指導 T Tau型星の変光 150cm IR-camでの変光観測 65cm 可視光での変光観測 UBVRIのうち、Uはほとんど写らず。 データは送ったが論文にはなったのだろうか? 一人居残り観測 小倉先生推薦の星団も含む
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2003年の「おおっ！」 たしかに変光 青いほど変動が激しい 波長により変化のdelayがあるかどうか？ きれいな周期性はどうか？
星周塵吸収を示唆？ 波長により変化のdelayがあるかどうか？ きれいな周期性はどうか？
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その後。。。 結局、ほぼ、そのシーズンのみ データはとったが変光までは未調査 12年後のリバイバル あたしゃぁ銀河屋につき。。。
数年たたないと変光しないものもあるかも 確実にこなせるテーマとして本年の天文学校 中継ぎで登場
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日程(1) 1月 17日(土) 午後2時 ～ 18日午後2時 1月 18日 14-15h 導入 15-16h 今回の観測準備
1月 17日(土) 午後2時 ～ 18日午後2時 14-15h 導入 15-16h 今回の観測準備 対象 座標、ファインディングチャート 16-17h 望遠鏡使用法 望遠鏡＋CCDカメラ フィルターにより、フォーカスが違う 観測(21時～26時) ?? 1月 18日 データ転送、簡易処理
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日程(2) 2/14 @放送大学 2月15日(日) 3月 8日(日) 午前11時 ～ 午後5時 データ処理
3月 8日(日) conclusions? perhaps !
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星の変光 さまざな原因 脈動(規則的、か？) 食変光 黒点 系外惑星トランジット(規則的) 星周系円盤 円盤の星周塵による吸収(減光)
円盤物質の中心星への落下による発光(増光)
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若い星の変光 2005年代：Orionのグロビュール(HST)に驚愕 2015年代：ALMAによるさらに高精度観測
すばるによる驚愕：星周円盤上のspiral pattern。 1011レベルで似た現象 今後の期待される発展 前回系外惑星の時にも輪読 TMTによるサイエンス 星・惑星形成 天文月報2014年12月 時間があれば最終回に概要を
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Subaru/SEEDS HiCIAO
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今回の対象 BRC天体 Bright Rim Cloud天体 濃厚な星間物質の縁(rim)にある IRAS点源
とにかくAV=10なんてことはない IRAS点源 中心星にあたためられた星周円盤中の塵 いくつかはHαで光る(いつでもかどうかは不明) いくつかは変光する 変光に規則性はあるかどうか不明 青い方が変光幅は大きい？
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Well, set to configure observations !
天体 過去データが あるもの BRC14,27,30 Be59 IC348
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BRC BRC BRC IC Be BRC BRC BRC Cep B BRC BRC BRC 07 BRC 11NE BRC 31 BRC 33 BRC 34 BRC 37 BRC 38 BRC 39 BRC 43 BRC 44 S140 LW Cas Ori I-2N
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観測可能か?
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観測道具 65cm望遠鏡 CCDカメラU6 典型的な限界等級(積分時間5分) 10.3分角、1 pixel = 0.63 秒角 V=18 ?
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＝対象からやってくる光子の数を数値にする フィルターの利用で特定の波長域のみ数える
望遠鏡＋CCDカメラ 望遠鏡 ＝天体を明るく大きくうつす 肉眼の10000倍明るく、150倍細かくみえる。 カメラ ＝対象(像)を「写す」 ＝対象の光の強度を画像にする ＝対象からやってくる光子の数を数値にする フィルターの利用で特定の波長域のみ数える
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波長 B R Hα (どうする？) I 小さな変光も検出の可能性、 そもそものSNはよくない 星間吸収の影響が大
continuumがないと記述されている天体もあり I B-IあるいはR-Iで星のおおまかなカラーがわかる RでのHαの変動の有無を調べるのに必要 SNはたぶんよい 星間吸収の影響が小さい
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画像は本来の天体の姿をあらわさない 本来の姿を得るためには、補正が必要 (姿＝光の強さの分布）
データ処理 画像は本来の天体の姿をあらわさない 本来の姿を得るためには、補正が必要 (姿＝光の強さの分布）
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画像処理(解析) 王道はない データによりいろんなオプションのどれがよいか検討してマイナーチェンジが必要
原則のようなものはあるがすべてに原則があるわけではない 大差ないところに神経質になりすぎないように データによりいろんなオプションのどれがよいか検討してマイナーチェンジが必要 最終的にどうするのがよいか判断する方法をたくさん持つことが重要 だが、難しい シンプルな原則(統計)にもとづくべき
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データ処理
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データ処理
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データ処理 光の強さ 20 21 18 19 25 24 27 23 15 22 30 28 32 35 31 26 36 34 13 37 17 11 12 29 16 10 9 33 7 6
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データ処理 観測直後の画像の「光の強さ」＝ CCD雑音(dark/bias)＋(天体の光＋空の明るさ)×感度ムラ 天体本来の「光の強さ」
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画像処理の流れ 観測直後の画像の「光の強さ」＝ CCD雑音(dark/bias)＋(天体の光＋空の明るさ)×感度ムラ ∴ 天体の光＝ ( 観測直後の画像の「光の強さ」 ̶ CCD雑音 ) / 感度ムラ ̶ 空の明るさ これを画像でやる。 実際には、複数の画像を合成することで、 CCD欠損ピクセルが消え、また、ノイズが減り統計精度(信頼度)が高まる その分、プロセスは多段複雑
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画像処理の流れ 画像リスト作成 ダーク画像作成、ダーク引き フラット画像作成(+規格化)、フラットかけ スカイ引き
位置あわせ前測定(明るい星の位置と明るさの測定) 画像の座標変換式導出の準備 シーイングそろえ(省略) 画像の座標変換 各画像のカウントそろえ(省略) Stack(簡略には、画像の加算平均＝足し算ともいう) (省略) 星の検出、明るさ(等級)測定 明るさの変化の検出 フラックスキャリブレーション (標準等級に直す) 標準星画像で開口測光(aperture photometry；機械等級が測定される) 標準星カタログと比較して、機械等級 → 標準等級への変換式を決定 これでR-bandのCCD上のカウントと光子の個数との変換が可能に
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解析方法の考案の宿題 たくさん星がうつる。 明るさの変わるものもあれば変わらないものもある。 どうやって明るさの変わるものを選び出すか？
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解析環境の準備
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