プログラム

30分講演：25分講演＋5分質疑応答
15分講演：12分講演＋3分質疑応答
※敬称略

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2月22日（日）

12:30　開場・受付開始
13:20　開会・挨拶
連星・変光星・フレアセッション（座長：鴈野 重之）-------------------------------------------------------

13:30　「Hα/Ca II HK線専用中分散分光器MIDSSARの開発状況と狙い」　野上 大作（京都大学）

　我々は恒星の磁気活動星の研究を主目的にHα/Ca II HK線専用中分散分光器MIDSSARを、せいめい望遠鏡用に開発している。既存の高分散分光器GAOES-RVと同時観測が可能である。この分光器の狙いを述べ、開発状況と今後の見通しを報告する。

13:45　「M型フレア星YZ CMiの高時間分解能分光観測」　前原 裕之（国立天文台）

　恒星フレアの可視連続光スペクトルは8000-10000Kほどの黒体放射に近いSEDを示すことが知られている(e.g., Hawley & Fisher 1992)。また、近年の多色測光(e.g., Haward et al. 2020)や連続分光観測(e.g., Ichihara et al. 2025)からは、フレアの連続光の有効温度はフレアピークで最大となりフレアの減光とともに低下することが示唆されている。
　本研究では、フレア中における秒スケールのスペクトルの変化を調べるため、せいめい望遠鏡とTriCCSを用いて従来よりも1桁短い1.5-3秒の時間分解能の連続分光観測を行い、時間変化の様子が異なる複数のフレアをとらえることに成功した。観測されたフレアのうち最大のフレアでは、増光開始から～10秒程度でピークに達しその後同程度の時間で減光する速い成分と、最初のピークから?50秒後に2番目のピークに達した後数分かけて減光する遅い成分が見られた。また、小規模な別なフレアでは、前述の速い成分のみが観測された。講演ではフレア毎の連続光SEDやBalmer輝線の時間変化の違いについて議論する。

14:00　「接触食連星の光度曲線の導関数を利用した連星パラメータの推定」　高妻 真次郎（中京大学）

　食連星のパラメータを精確に決定するには、光度曲線のモデリングが不可欠となるが、初期パラメータの適切な設定が必要であり、計算コストも大きい。2023年度の連星系・変光星研究会では、光度曲線を数値微分し、導関数に現れた極値の時間差を測定するだけで、接触食連星の質量比を簡便に推定する方法を紹介した。質量比だけではなく、軌道傾斜角や充填率についても同様な推定ができることが分かったので、その方法についてくわしく紹介する。

14:15　「活動的アルゴル系及び候補系のTESS光度曲線にみられる変動 ～主にRZ Casについて～」　鳴沢 真也（兵庫県立大学）

　　質量移動後の短周期アルゴル系の性質を知るため、光度曲線の形状が変化する、あるいはその可能性のある16系についてTESS光度曲線と周期O-C図を調査した。今回はこの うち主に主星がδ Sct星であるRZ Casの結果について報告する。RZ Casは、突発的な公転周期変化の後で、O'Connell効果と主極小時の光度曲線に非対称性が見られた。また 振動の振幅が減少した。講演では、これらの成因についても考察する予定である。

14:30　「ぎょしゃ座ε星の2ndary eclipseの中間赤外線での観測可能性」　本田 充彦（岡山理科大）

　ぎょしゃ座ε星はF supergiant+B dwarf with edge-on diskによるeclipsing binaryであり、27.1年周期で繰り返される可視で0.75等の減光が注目され観測されてきた。とくに減光の継続時間が2年に及び、伴星のedge-on diskによる主星の減光が原因とされてきた。最近のeclipseは2009-2011年にかけて起こり、干渉計により実際に円盤のシルエットが可視・近赤外干渉計で得られるなど、diskが減光の原因であることは明らかになっている。これまでは主にprimary eclipseが注目されてきたが、epsilon Aurは2ndary eclipseが一度も観測されていない。本発表では、この理由として可視光や近赤外線では検出が難しいことを示し、中間赤外線観測では検出可能性があることを示す。ちょうど2025/12ごろから2ndary eclipseが起こる可能性が指摘されており、現在IRTFを用いたモニタリング観測を進めており、その進捗についても報告する。

14:45　「ミラ型変光星からの質量放出とAGB星の終末進化の新しい描像」　浦郷 陸（アストロバイオロジーセンター）

　AGB 星の進化については、質量放出が増大し、外層を失った後に白色矮星へと進化し、その過程で惑星状星雲を形成すると一般に考えられている。しかし、この描像を支持する観測的根拠は、主として星周外層からの赤外線放射強度に限られている。ミラ型変光星は、AGB 進化の最終段階に位置する脈動変光星である。本研究では、ミラ型変光星の周期?光度関係を適用することで、銀河系ミラ型星の光度を決定し、周期?光度図上においてその進化および質量放出機構について議論できることを示した。これらの結果に基づき、AGB 星の最終形態として、強い質量放出ではなく、比較的静的な星周外層が形成されるという新しい描像が導かれる可能性を示す。

15:00　「恒星の回転特性について」　藤本 正行（北海道大学）

　回転星の進化の研究は長い歴史を持つが、未だ明確な成果は得られていない。最近の星震学による内部の回転の分布の観測からは、角運動量の輸送機構の不備が指摘され、また、表面組成の観測からは回転との相関がみられないことが報告されている。これらの矛盾は、これまでの研究が回転の恒星が恒星の構造と進化へ及ぼす影響という観点からのみ研究されてきたためと考えられる。ここでは、逆に、自己重力系による恒星の構造の変化とその進化が、回転特性を規定しているという観点からが、回転星の性質、進化を見直してみた結果を報告する。

15:15　休憩
特別セッション：T CrBとプロアマ交流（座長：内藤 博之）-----------------------------------------------------

15:30　＜招待講演＞「回帰新星（特にT CrB）で分かっていること」　蜂巣 泉（元東京大学）

　まだ分かっていないことも多い回帰新星ですが、特徴とその物理的背景を、古典新星の最新の理論的成果をもとに解説します。T CrB がいつ爆発するのかについても外部からの兆候だけではわからないことも話をします。

16:00　「T CrBをフックにした国立天文台の発信」　山岡 均（国立天文台）

　爆発が期待されるT CrBを題材に、国立天文台からはいくつかの発信を実施した。講演では発信の内容を紹介するとともに、国立天文台をみなさまにご活用いただくための要望を収集したい。

16:15　＜招待講演＞「新星の認知度アップとT CrB」　高橋 進（多賀町立博物館）

　一昨年くらいからT CrBの爆発の話が天文誌などをにぎわすようになってきました。またそれにつられてアマチュア観測者の目測数も伸びてきています。あわせて一般の人も新星に興味を持たれる人も出てきました。これまでは新星というと新しく生まれてきた星と思われたりしていましたが、最近は新星現象や連星についても少しずつ理解されるようになってきています。この機会に連星や変光星についての理解が進めばという思いをこめてお話しさせていただきます。

16:45　「スマート望遠鏡を用いた変光星の測光観測」　今村 和義（阿南市科学センター）

　2023年頃より、初心者にも扱いやすい安価なスマート望遠鏡が登場したことで、天体観測は一つの転換期を迎えている。これらの機器は本来、電視観望を主目的としているが、内蔵ストレージに保存される FITS 画像を用いることで、変光星の測光観測にも応用可能である。本発表では、これまでに実施したテスト観測や T CrB の観測キャンペーンの結果を紹介するとともに、市民科学の観点から、スマート望遠鏡がもつ可能性と課題について報告する。

17:00　「高校生による変光星観測」　穂積 正人（兵庫県立舞子高等学校）

　当方が顧問をしている、兵庫県立舞子高等学校天文気象部では、研究として、変光星の測光観測を行い、その原因や色変化を調べた。この結果は、天文学会ジュニアセッションで発表した。

17:15　休憩
コンパクト天体セッション（座長：内藤 博之）-----------------------------------------------------

17:30　「llb型超新星 SN 2024issの可視赤外線観測に基づく研究」　奥田 虎太郎（広島大学）

　初期質量が太陽の8-10倍以上の恒星は進化の最終段階で重力崩壊型超新星爆発を起こす。中でもIIb型超新星は、親星の水素外層がごく薄い状態で爆発したものと考えられており、これは親星が爆発直前に何らかのメカニズムで外層を失ったことを示唆する。近傍銀河LEDA 1846725で発見されたIIb型超新星SN2024issは、光度曲線において爆発20日後付近に主たるピークが見られるが、爆発から4日頃に別の鋭いピークを示した。このピークは、星周物質が爆発初期のX線や紫外線の閃光で励起されたShockcooling である可能性がある。

17:45　諸連絡等
18:00　懇親会（キャンパス内学食にて）

2月23日（月）

続・コンパクト天体セッション（座長：木邑 真理子）---------------------------------------------------

9:00　＜特別講演＞「共通外層進化について」　鴈野 重之（九州産業大学）

　共通外層進化は連星進化において重要な役割を果たすものの，未解明な点も多い．このような不確定性は重力波を放出するようなコンパクト連星系の形成過程の理解において，大きな障壁となっている．ここでは，連星系の共通外層進化の理解に立ちはだかる課題について簡単に紹介したい．

9:30　「WZ Sge型スーパーアウトバースト初期の連続分光観測によるHα輝線源の時間進化の研究」　磯貝 桂介（京都大学）

　矮新星とは、白色矮星を主星に持つ近接連星系であり、ロシュローブを満たした晩期型の伴星からの質量輸送により降着円盤を形成している。降着円盤に溜まった質量が一定値を超えると、円盤内の粘性が急激に上昇し、主星へと落ち込むことで重力エネルギーを解放して明るく輝く。この現象はアウトバーストと呼ばれ、降着円盤の物理メカニズムを理解する上で重要な観測ターゲットとなる。WZ Sge型矮新星は、その中でも増光頻度が低く、数年～数十年に1度、大規模なアウトバースト（スーパーアウトバースト）を起こすサブグループである。WZ Sge型スーパーアウトバーストの特徴として、増光初期に早期スーパーハンプと呼ばれる、軌道周期とほぼ同じ周期を持ち、振幅1等以下の光度変動を示す。この早期スーパーハンプは円盤の垂直方向の幾何構造の変化によるものだと考えられているが、構造変化を引き起こす物理メカニズムについては決着がついていない。
　我々は、2025年7月にWZ Sge型スーパーアウトバーストを起こしたTCPJ1627-1030の連続分光観測を実施した。せいめい望遠鏡に搭載されている中低分散分光装置KOOLS-IFUを用い、Hαと周辺のヘリウム輝線の時間変化をとらえることに成功した。観測は、増光直後と1週間後の2回にわたり実施し、輝線源が時期によって変化していく様子をとらえることに成功した。これは増光初期に円盤風が出るとする説を強く裏付ける結果である。更に今後、準同時多色測光データと組み合わせることで、輝線源と早期スーパーハンプの輝度分布との関連性を調べることができると期待される。

9:45　「GOTO065054.49+593624.51の観測的研究から探る再増光メカニズムについての考察」　保家 大将（京都大学）

　WZ Sge型矮新星GOTO065054.49+593624.5を観測し、その再増光の光度曲線の形からtypeE+Bの再増光を示すことが分かった。superhumpの周期変化からO-C解析により、質量比を0.073(9)、軌道周期を0.0625(2) dと推定した。これらの値からGOTO0650はWZ Sge型矮新星の通常の進化経路をたどる天体の可能性が高いと考える。しかし本天体は非常に多く(11回) 長期間 (~100d) にわたって再増光を示した。そこで、本天体の再増光が他の天体と同じ物理現象であるのかを調べるため、統計的な検証を行った。
　過去にtype Bの再増光を起こした天体を調べ、T_rebとして定義される一回再増光するのにかかる平均日数を調べた。typeB天体の多くは5 < T_reb < 9の範囲にあり、GOTO0650のT_rebはおよそ8.89日である。これはT_rebの観点から見た場合、GOTO0650が通常の範囲内にあることを示しており、少なくともtypeB天体とGOTO0650には共通の物理的メカニズムが存在する可能性がある。再増光のメカニズムについては、mass reservoirモデルとenhanced mass transferモデルの2つのモデルが提案されている。先行研究から、T_rebは質量比などの連星パラメータと関連している可能性がある。我々はT_rebとこれら二つのモデルとの相関関係を検証した。

10:00　「WZ Sge型矮新星TCP J1627の多色撮像観測」　佐﨑 凌佑（広島大学）

　WZ Sge型矮新星はアウトバーストの初期に早期スーパーハンプと呼ばれる周期的な明るさの変動現象を示す。本講演では広島大学かなた望遠でTCP J1627の早期スーパーハンプをを可視光・近赤外線で同時観測した結果を報告する。

10:15　「古典新星の爆発初期はどこまでわかったか？」　加藤 万里子（元慶應大学）

　Her X-1 は中性子星と恒星からなる食連星であり、中性子星付近には相手の恒星からの質量降着により、降着円盤が形成されていると考えられている。我々はこの天体をXRISM衛星で観測し、今までに報告されていた、相手の星からの降着流からの放射と考えられる、細い鉄輝線放射(幅50 eV @6.4 keV)が幅20 eVと2eVの2種類の輝線で表される兆候を捉えた。

10:30　「組成解析で探る新星の周連星系円盤」　内藤 博之（なよろ市立天文台）

　V1280 Scoは2007年2月に爆発した古典新星である。我々はV1280 Scoに線幅が細いダブルピーク輝線を検出し、周連星系円盤の存在について議論してきた。今回、組成解析のアプローチから新星の周連星系円盤について議論する。

10:45　「1m望遠鏡/kSIRIUS によるluminous red novaeの近赤外・可視光観測」　山中 雅之（鹿児島大学）

　鹿児島大学1m望遠鏡及び3色近赤外線同時撮像装置kSIRIUSを用いて2つのluminous red novae (LRNe) について、150日以上の長期観測を実施したので、これについて報告を行う。

11:00　「M31で発生した luminous red nova AT 2025abao」　田口 健太（京都大学）

　M31で発生した突発天体AT 2025abaoをluminous red novaであると同定した。本天体は2025年10月17.4798UTに17.8等で板垣公一氏によって発見された。その後、本天体はM31で見られる通常の新星よりも明るい～15 等まで増光したため、京都大学岡山天文台3.8mせいめい望遠鏡に搭載の低分散面分光装置KOOLS-IFUを用いて分光観測を行った。10月29日と31日ともに、Hα輝線がFWHM ～600-700km/s 程度で検出された。一方でHβ輝線は29日には見られたものの31日には見られなくなっていた。これらの特徴は2019年にM31で発生したluminous red novaであるAT 2019zhdと似たものであるため、AT 2025abaoをM31で発生したluminous red novaであると結論づけた。なお、本天体と同じ位置に、2023年にWINTERによるJバンドのサーベイで、赤外線での変動天体WNTR23bzdiqが発見 (Karambelkar et al. 2025) されているが、これはluminous red novaの起きる前の共通外層進化に伴う質量放出によるものだと考えられる。

11:15　休憩
続・続・コンパクト天体セッション（座長：高妻 真次郎）---------------------------------------------------

11:30　「強磁場激変星GK Perにおける2023年のアウトバーストのX線観測」　木邑 真理子（金沢大学）

　GK Perは、10^{5-6}G程度の磁場を持つ白色矮星と低質量星からなる近接連星系で、1901年に新星爆発を起こしたのち、数年おきに矮新星アウトバーストを起こすようになった天体である。白色矮星の周囲には降着円盤が形成されており、アウトバーストの原因は、水素の部分電離に伴う降着円盤の熱不安定であると考えられている(Kim et al. 1992)。降着円盤は主に可視光で観測され、円盤内縁からの降着ガスが白色矮星の磁力線に沿って自由落下する際の衝撃波加熱により、白色矮星表面に根付いた高温プラズマである降着柱からX線が放射される。
　私達は、この天体の2023 年のアウトバースト中、X線望遠鏡NICERとNuSTAR衛星によるX線観測を行った。その結果、白色矮星表面由来の数十eVの黒体放射・1keVあたりの輝線放射・降着柱由来の多温度の制動放射の３つの成分でX線スペクトルが構成されていること、351.3秒の白色矮星スピンパルスが広帯域のX線で観測されることが分かった。スピンパルスのlight maximum（-0.1～0.1 phase、on-pulse）とlight minimum（0.4～0.6 phase、off-pulse）でのX線スペクトルを抽出し、比較したところ、他の成分の光度はほとんど変化しないのに対し、降着柱の光度がoff-pulseで劇的に減少していた。これは、スピンパルスの主な原因が、降着柱からのX線の降着ガスによる吸収であることを示唆している。パルスの時間変化に注目すると、可視光域で明るくなるほど降着柱は暗くなり、パルス振幅が大きくなり、かつパルスのエネルギー依存性が弱くなっていることが分かった。これらの現象は、質量降着率が上昇するにつれて降着ガスの密度が高くなることで説明できる。また、可視光の減光中に黒体放射成分と輝線成分の光度が急激に減少していた。これは降着円盤の内縁半径が減光と共に白色矮星から遠ざかっていることを示唆する。本講演では、私達の観測結果とその解釈を紹介し、GK Perの白色矮星スピンパルスの起源と降着円盤内縁半径の時間変化について議論する。

11:45　「Accretion Disk Corona天体4U1822-371におけるFe Kα輝線起源の解明 -XRISM 衛星によるX線で初のDoppler Tomography-」　鮫島 直人（東京大学）

　Accretion Disk Corona (ADC) とは高い軌道傾斜角を持つ低質量X 線連星を指す。コンパクト天体からの強いX 線放射は常に降着円盤により遮蔽され、我々が観測するのはコンパクト天体周りの高温コロナからの散乱光及び純粋な輝線が主となる。4U1822-371は軌道周期5.57時間のX 線で最も明るい中性子星ADC天体で、2025年4月にXRISM 衛星による11.6周期分の観測が行われた。連星軌道位相で分解されたスペクトルにおいて、Fe Kα輝線は振幅525km/sに及ぶ周期的なDoppler shiftを示した。これにより、我々は初めてDoppler tomographyをX線に適用することが可能となった。トモグラムは(vx, vy) = (－550, 125)km/s にピークを示し、速度空間上の連星軸から有意にずれた。これはFe Kα輝線の起源が、対称的な円盤や中性子星近傍の高温コロナ及び伴星表面ではなく、降着流と円盤の衝突で生じるstream-disk overflowであることを示唆している。また今回得られたトモグラムは、同天体のO VI λ3811輝線を用いたトモグラム(Casares et al. 2003)と非常に似ており、両者の起源が同じであることが示唆された。特に、Fe Kβ輝線の中性Feと比較したときの青方偏移27eVの値からは Fe Kα輝線の起源はFe VIIIおよびIXであることが推定され、これらのイオンの存在度がピークとなるイオン化パラメータlog ξ ～ 2ではO VI λ3811の強度も最大となる。この結果は、光学とX 線で得られたトモグラムの一貫性を示し、複数波長でのDoppler tomography の整合性を実証するものである。さらに、連星系の再処理領域の空間構造に制約を与える手法として、XRISM衛星の高分解能によって初めてもたらされたX線Doppler tomographyの有効性を示している。

12:00　「二層構造の電離ガス流出および部分吸収体による中性子星連星系Cir X-1のX線スペクトルモデル化」　厚地 凪（東京大学/JAXA）

　X線分光撮像衛星XRISMは、2024年2月にCir X-1の減光期を、2025年2月にCir X-1の安定期を観測した。XRISM衛星に搭載されたX線マイクロカロリメータResolveの4.5eV(@6keV)に達するエネルギー分解能に加えて、減光期ではNICER望遠鏡との同時観測によって0.38-13.0keV、安定期ではNICER望遠鏡に加えてNinjaSat衛星との同時観測により0.38-50.0keVの範囲のX線スペクトルが測定された。1年を隔てた2回の観測におけるCir X-1のX線スペクトルは、P Cygni profileを始めとした複雑な放射・吸収構造、およびX線フラックスの激しい時間変動を示した。これらの観測事実は、系からの二層構造の電離ガスの流出および部分吸収体のモデルによって、統一的に説明される。本発表では、輻射輸送数値シミュレーションを用いたResolveスペクトル解析の手法によって明らかとなった、中性子星連星系Cir X-1系の構造について述べる。

12:15　「X線連星系における恒星風の粒子計算：ラインフォース評価手法の改良」　坂下 義季（弘前大学大学院理工学研究科）

　大質量X線連星では,公転に伴うX線連続光や輝線の時間変動が観測され,星風によるコンパクト天体の遮蔽やX線の反射が示唆されてきた（Naik et al. 2011）.2023年に打ち上げられたX線分光撮像衛星XRISMにより,星風の構造を高精度に捉えることが可能になりつつある（Mochizuki et al. 2024）.理論研究では,輻射流体シミュレーション（e.g., Cechura & Hadrava 2015）や粒子計算（Karino 2025）により,星風の構造と時間変動が調べられてきた.大質量星からの星風はCAK理論に基づくラインフォースで加速されることが知られている（Castor, Abbott, & Klein 1975）.ラインフォースはコンパクト天体からのX線照射により物質の電離が進むと弱まり,星風が加速されにくくなる.この過程はコンパクト天体への質量降着率およびX線光度に影響し,これがさらに物質の電離状態を決定づける.Karino（2025）は,この機構によりX線光度と星風構造が自発的振動を示すことを明らかにした.しかし,ラインフォースの見積もりには簡略化されたモデルを使用していた.そこで本研究では,粒子計算に密度および光学的厚みを評価する計算コードを組み込み,ラインフォースの評価の改良を行う.本講演では,現在までに得られている初期段階の結果を紹介するとともに,今後の展望について議論する.

12:30　「低質量X線連星Swift J1727.8-1613のアウトバースト中の可視光変動の起源」　大塚 天心（金沢大学）

　低質量X線連星は主星がブラックホールまたは中性子星、伴星が低質量星である近接連星系であり、低質量星から主星への質量降着によって降着円盤を形成する天体である。時折、円盤内の水素の部分電離により熱不安定性がトリガーされ、アウトバーストと呼ばれる一時的に急増光が観測される。アウトバースト中、サブ秒スケールの短時間変動が多波長域で観測されるが、この起源はよく分かっていない。
　本研究では、2023年にアウトバーストを起こした、主星がブラックホールである低質量X線連星Swift J1727.8-1613に注目した(Mata Sanchez et al. 2025)。私たちはこの天体をせいめい望遠鏡のTriCCSで観測し、アウトバースト初期、この天体が可視光で1分程度のタイムスケールの短時間変動を示していることを発見した。可視光変動のパワースペクトルには、低質量X線連星特有のred noiseが見られた。次に、Hard X-ray Modulation Telescope (HXMT)で得られた完全同時観測データと比較したところ、相関が弱いことが明らかになった。本講演では、これらの解析結果を元に可視光変動の起源を議論する。

12:45　「ブラックホール連星XTE J1550-564のX線QPO周波数の短時間変動」　久津見 聖音（金沢大学大学院）

　低質量X線連星(LMXBs)とは、主星にブラックホールなどのコンパクト天体を、伴星にK型星やM型星を持つ連星システムである。LMXBsはアウトバーストと呼ばれる多波長での突発的な増光をみせる。アウトバーストの最中には準周期振動(QPOs)と呼ばれるサブ秒スケールの変動が見られるが、その起源については未だに議論が続いている。従来、QPOの解析には高速フーリエ変換(FFT)が用いられてきた。FFTは十分なサンプル数のデータに対しては問題なく適用できるが、少サンプル数のデータに対して適用した場合、周波数分解能の悪化とエイリアスによる偽ピークの出現を伴う。故に、QPOの周波数を短時間スケールで追跡することは難しかった。
　そこで、私たちはL1正則化を用いた手法(Lasso法)によってこの問題の解決を図った。まず、ブラックホールが主星のLMXBであるXTE J1550?564のライトカーブを用いて、FFTとLasso法の比較を行った。FFTは全体のライトカーブに対しては明瞭なQPOのピークを取り出すことができたが、ライトカーブの時間幅を短くするに伴ってピークの形が崩れていき、1.4秒程度のライトカーブに対してはQPOのピークを取り出すことはできなかった。一方でLasso法は1.4秒程度のライトカーブに対して、QPOの中心周波数を取り出すことができた。次に、1.4秒程度のライトカーブに対して、適用範囲をずらしながら全体のライトカーブに渡って繰り返しLasso法を適用することによって得られた中心周波数のヒストグラムとFFTによって得られたQPOピークの中心周波数と半値半幅を比較した。その結果、Lasso法によって得られたQPOの情報はFFTによって得られたものと無矛盾であることが分かった。 本講演では、これらの解析結果を紹介し、Lasso法の利点について議論する。

13:00　ビジネスセッション・閉会