ページ説明

観測期間　　　２００１年　４月４～１０、１２～１５日、５月２９・３１日、６月１～３日、７月２３～２７日

　　　　　　　　２００２年　２月２５・２８日、３月１～３日、５月２９・３１日、６月１・２日、７月２６～３１日

　　　　　　　　　　　　　　９月２４～２６、２８日、１０月２１～２３、２８～３０日、１１月１～４日、１２月２２～２５日

観測機器　　９１ｃｍ望遠鏡によって集められた星からの光はスリットを通って分光器に入り、

　　　　　　　　スリットを通過した光はコリメーターによって平行光線にされます。

　　　　　　　　そして、その平行光線がグレーティング（回折格子）で分散され、

　　　　　　　　カメラレンズで受光部にあるＣＣＤカメラに集めらます。

　　　　　　　　この時、光の波長によって異なった場所にそれぞれのスリット像が結ばれるので

　　　　　　　　スペクトルが得られる仕組みになっています。


９１センチ望遠鏡	分光器とCCDカメラＮｉｋｏｎ分光器の性能	AndorCCDカメラ CCDカメラの性能

メンバー　　　定金晃三、松岡友和、大久保美智子、木村佳代、清水智美、久形陽子

　　　　　　　　安部麻衣子、後藤百美子、潰滝茜（以上大阪教育大学）

　　　　　　　　乗本祐慈（国立天文台岡山天体物理観測所）、粟野諭美（岡山天文博物館）

観測データ　　

観測はすべて９１ｃｍ望遠鏡のカセグレン焦点にＮｉｋｏｎ分光器を取り付け行いました。

また分光器の焦点面にはＡｎｄｏｒ　ＣＣＤカメラを使用しています。

Ｈαを含む６２００Å～６８００Åの範囲を観測しました。

この場合、約１．０Å（Ｒ＝６０００）の波長分解能を得ました。

Ｈβ、Ｈγ、Ｈδを含む４０００～５０００Åの範囲を観測しました。

またＣＣＤの画像処理のため、Ｏｂｊｅｃｔイメージの他にbiasイメージ、

biasはCCDの読み出し時のノイズで、カメラのシャッターを閉じた状態で

０秒の露出（実際には０．０５８秒）をすることで得られます。

flatはCCDの素子が厳密には一様でないためその感度むらを補正するために

一様な明るさの分布をした対象を撮影することで得られます。

darkはobjectの露出時間と同じ時間の露出をシャッターを閉じた状態で行います。

そして波長の補正には比較光源としてFe-Neランプを用いてcomparisonイメージを撮影しました。

データの処理は天文用の画像解析ソフトIRAF（Image　Reduction　and　Analysis　Facility)

を用い、２次元のイメージから１次元のスペクトルを抽出しています。

また、dark、flat、objectフレームの作成にはS/N比をよくする為数枚の重ねあわせを

今回のデータ

　　　ＦＩＴＳファイル・・・上記の方法で処理。このデータをご覧になる場合はＦＩＴＳ対応のソフトウェアでご覧ください。

　　　ＴＸＴファイル・・・ＦＩＴＳファイルをIRAF上でTXTファイルに変換しました。

　　　スペクトル画像・・・TXTファイルの数値データからソフト的に作成（写真でとられたものではありません。）

　　　　　　　　　　　　　　ソフトウェアは横尾武夫氏（大阪教育大学）によって作成されたものを使用しています。

　　　　　　　　　　　　　　尚、CCDが１０２４ピクセル、２０４８ピクセルの２種類を使用しているため、

　　　　　　　　　　　　　　２０４８ピクセルのものは半分に縮小しています。

　　　スペクトルのグラフ・・・TXTファイルの数値データをSma４（グラフ絵画ソフト）にてグラフに変換しました。

　　　　　　　　　　　　　（スペクトル画像と同じ波長域にする為データは一部切り落としています。）

・観測方法