A meteor is a phenomenon in which extraterrestrial material, generally known as a meteoroid, enters the Earth’s atmosphere, ionizing the surrounding components and/or emitting light. The surface of a meteoroid moving at high speed reflects very high frequency (VHF) radio waves by melting itself and ionizing the components of the surrounding atmosphere. The radio wave reflected from the head of a meteor is called a meteor head echo and results in a Doppler shift. Since the early 2000s, some researchers have made multi-static measurements of head echoes using high-power large-aperture pulse radars. Meanwhile, the authors have attempted to observe meteor head echoes with Doppler shifts using traditional low-cost and low-power ham radio devices for over a year. Moreover, by setting the transmitter and the receiver in close proximity, it became clear that the Doppler shift shows a value that follows the meteor velocity component in the line-of-sight direction. This implies that any observer who is involved in amateur radio operations can make observations similar to those obtained from a large-scale pulse meteor radar. Using this technique, the authors recorded two remarkable Eta Aquarids meteor head echoes in a location very close to the transmitting station, in May 2021. The Doppler shift calculated from the meteor head echo agreed well with the data obtained from the position of the meteor’s actual path using the known physical parameters of the Eta Aquarids meteors. We propose that this method facilitates the observation of meteor head echoes at multiple points simultaneously, enabling the estimation of the position and ground velocity of a meteor. This system will help us find the path of a meteorite during daytime hours or on cloudy days.

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1872年2月4日に発生した低緯度オーロラが、岐阜県の飛騨高山でも観測され、「桐山如松記」に天紅として記録されていた。1872年以前にも、低緯度オーロラは我が国では「赤気」とよばれて記録されてきている。人々は天変であるとして様々な反応を示したが、その科学的理解はされていなかった。オーロラ現象の科学的理解について、新聞記事上の変遷、西欧の研究成果の日本への伝来時期、明治期の地球物理学会の論文の進展を調査し、明治中期から明治末期にかけて、オーロラに対する科学的理解が進展したことを明らかにした。

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なゆた望遠鏡のドームフラットシステムを刷新した。従来のスクリーン斜めからの一点照射に代わり、ランプを望遠鏡トップリングに設置した4点正面照射へと改修した。また西はりま天文台近赤外撮像装置NIC(Nishi-harima Infrared Camera)を用いて新しいランプシステムの性能評価を行なった。NICのJ bandを用い、新しいドームフラット・ポジションとして望遠鏡高度40◦、ドーム方位と望遠鏡方位の角度差71◦が導出された。続けて、トワイライトフラットが十分均一な光源であると仮定し、トワイライト画像との比較からドームフラットの円周方向の一様性と、半径方向の一様性について調査した。ドームフラット画像の円周方向にはJ、H、Ks band共に依然として輝度の偏りが存在することが明らかになった。しかしながら3つのband全てで円周方向の輝度のばらつきによる標準偏差は、平均値の1%以下であった。またJとH bandではドームフラットの半径方向の輝度の偏りは検出できなかったが、その標準偏差の上限値としてそれぞれ8.5%と3.8%を得た。一方Ks bandではわずかに画像中心のカウントが高く、周縁部で低くなる傾向が見られた。カウントの平均値に対する標準偏差は2.6%であった。旧ドームフラット画像では、トワイライトフラットに対する差異の標準偏差はJ bandで14%、H bandで8.8%、Ks bandで17%であった(cf. 石黒 他 2011)。したがって、新しいドームフラットは旧ドームフラットに比べ4割から一桁程度、輝度ムラが小さくなった。

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遠方宇宙の明るい活動銀河核クェーサーの大質量ブラックホールの起源は大きな謎である．この問題を議論する一つの方法として，クェーサーの変光を観測することが考えられる．そこで私たちは，4つのクェーサー，PSO183+05(赤方偏移z =6.44)，PSO338+29(赤方偏移z = 6.66)，ULASJ1120+0641(赤方偏移z =7.09)，ULASJ1342+0928 (赤方偏移z = 7.54)について，なゆた望遠鏡NICを用いて，J,H,Ksの３バンド同時撮像を1週間～2年間に渡って行なった．それぞれのターゲットの変光の有無について，文献値との比較も行い調査した．PSO338+29とULASJ1342+0928のJバンドについて，∼2σ程度の変光の兆候が見られた．今後，継続して観測を行い変光が実際に起きているのか確認していく必要がある．また，変光調査の性質上，等級を正確に求めることが重要であり，慎重に検討を行なった．そのため本研究では，誤差をポアソン誤差，ゼロ点補正誤差，周辺星補正誤差の3つの成分からなると考え，誤差を評価した．さらに2021年の観測では，誤差を改善するためディザリング点数を10点から7点に変えて観測を行なった．ディザリング点数の変更による，測光誤差への影響は見られなかった．他の誤差への影響は今後の検討課題である．

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我々は、兵庫県立大学西はりま天文台広視野グリズム分光撮像装置（WFGS2）の偏光撮像モードを開発した。半波長板ユニット、偏光分離素子、偏光観測用のアパーチャーマスクを取り付け、試験観測を行った。無偏光標準星の観測により、器械偏光度はBバンドで1.33±0.10%、Vバンドで0.63±0.04%、Rcバンドで0.22±0.06%と求められた。また、器械偏光の方位角は装置ローテータの回転角に依存して変化することが分かった。さらに、強偏光標準星を観測し、偏光度・偏光方位角の精度を検証した。Vバンドで16.8等の天体は、総積分時間3600秒で0.5%の精度で偏光度を求めることができる。

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To obtain more information on the environment around elliptical galaxies, we observed the properties of dwarf galaxies around two giant elliptical galaxies, NGC 4636 and NGC 3923, using optical wide-field deep imaging. These galaxies have similar optical luminosities but have widely varying X-ray luminosities. We applied a convolution technique to detect low surface brightness objects, such as dwarf galaxies and used detection algorithms to identify groups of connected pixels exceeding a predetermined threshold above the background level. The wellobserved radial profiles around NGC 4636 reveal that its dwarf galaxies are highly concentrated, especially its red dwarf galaxies. Although both NGC 4636 and NGC 3923 are similarly massive elliptical galaxies (M > 1011Mo), based on gravitational mass profiles, NGC 4636 has a larger-scale potential structure than NGC 3923, with its dark matter surroundings becoming dominant. At a large distance of 300 kpc, NGC 4636 seems to have a deeper dark matter halo than NGC 3923, with a slightly higher number density of dwarf galaxies. In this work, our analyses obtained complete optical number density of dwarf galaxies around elliptical galaxies down to an absolute magnitude of MV = −15.5 within 300 kpc, which is the region of dark matter dominance. Given that elliptical galaxies typically have an absolute magnitude of around MV = −22 mag, the faint end corresponded to a stellar mass ∼ 1/1000 that of a giant elliptical galaxy, with a typical mass of ∼ 108M⊙. The number density of galaxies at MV = −15.5 is 112.2 ± 65.21 Mpc−2 around the X-ray-bright NGC 4636 and 38.7 ± 36.15 Mpc−2 around the X-ray-faint NGC 3923. These values are lower than that of rich clusters of galaxies but higher than that of our local galaxy group that includes M31.

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