Using the Hα double peak emission lines of Pleione in the BeSS database from January 2009 to March 2023, the following points are discussed: 1) A comparison of the emission line profile variations observed at each periastron passage of the companion star reveals a striking similarity in the patterns of variation over the period 2015–2021. 2) As the periastron passage of the companion is repeated, the blue emission wing becomes stronger than the red emission wing towards the end of the Be-shell phase. 3) The mechanistic regularity whereby the red emission peak becomes earlier and stronger than the blue emission peak for a short time at each periastron passage of the companion star is interpreted qualitatively in terms of both the periastron position of the companion and the position of the disk in the celestial plane, as well as the tidal action of the companion star.

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The spectrum of a close binary star is a composite of the spectra of both the primary and secondary stars. Furthermore, high stellar rotational velocities lead to the blending of absorption lines, which complicates the accurate measurement of equivalent widths. In this study, we focused on the SB2 spectroscopic binary HIP 103833, for which the atmospheric parameters (effective temperature, surface gravity) and stellar parameters (mass, radius, luminosity) are already established. Utilizing spectral data obtained from the Nayuta Telescope at Nishi-Harima Observatory and MALLS, we derived atmospheric parameters and metallicities based on the equivalent widths of iron absorption lines. The parameters obtained in this research closely align with those from previous studies, thereby supporting the reliability of our equivalent width measurements. Additionally, the stellar parameters derived from our atmospheric analysis are not expected to differ significantly from those obtained from orbital motions in previous studies.

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高精度な多波長同時撮像観測を目的として、埼玉大学 SaCRA 望遠鏡カセグレン焦点 (F6.5) 用に開発され た可視 r, i, z バンド三波長同時偏光撮像装置 MuSaSHI(Multi-wavelength SimultaneouS High throughput Imager and polarimeter; Oasa et al. 2020) をぐんま天文台 150cm 望遠鏡 (Hashimoto et al. 2002) に搭載して観測を実施し た。第一段階として 150cm 望遠鏡ベントカセグレン焦点 (F12.2) に MuSaSHI を直接搭載するマウントを製作 し、 150cm 望遠鏡として初めての r, i, z バンドの多色同時撮像観測に成功した。しかし、視野が 2 ′ .6 × 2 ′ .5 と狭く、ピクセルスケールが 0 ′′ .147 pixel −1 と典型的なシーイングに比べて過度なオーバーサンプリング で、限界等級や測光精度に問題があり、装置を搭載する際の位置の再現性や運用効率、望遠鏡制御系との 連携などにも課題があることが判明した。そこで、観測視野を拡大し測光精度の向上を図るべく、 SaCRA 望遠鏡 (F6.5) 用に開発された MuSaSHI の光学設計に可能な限り近づけるためのレデューサーの開発を行な い、観測環境の改善を図った。 レデューサー光学系は 2 枚の市販レンズを用いて F12.2 から F6.7 へ変換する設計とし、筐体は軽量かつ 撓みの影響が少ないものとし、位置決めピンを採用することで取り付け / 取り外しの再現性を確保する工 夫を行なった。加えて、望遠鏡制御系との通信環境の充実やコマンドの整備などを実施した。 それらを踏まえて、 150cm 望遠鏡に開発したレデューサーと MuSaSHI を搭載した観測を実施したとこ ろ、光学設計の期待値と同等の 4 ′ .7 × 4 ′ .6, 0 ′′ .27 pixel −1 の観測視野とピクセルスケールが達成され、 SaCRA 望遠鏡 /MuSaSHI での観測結果との比較から、限界等級が r バンドで約 1.5 等深い観測が達成されていること が確認された。その後、ぐんま天文台 150cm 望遠鏡に MuSaSHI を持ち込んだ観測を 2024 年 10 月までに合計 39 夜実施し、継続的な運用を実現している。今後、光学系が最適化されたレデューサーを開発することが できれば、観測精度のさらなる向上が見込まれる。

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2023 年 3 月 19 日から 2024 年 8 月 7 日にかけて、太陽系外惑星 TrES-3 b のトランジット観測を可視光および 近赤外線の複数波長で同時に実施した。観測には、西はりま天文台の 2m なゆた望遠鏡に搭載された西は りま赤外線カメラ( NIC )および 60cm 望遠鏡を使用した。観測された主星と惑星の半径比は、 V バンドで 0.152 から 0.161 、 J バンドで 0.151 から 0.162 、 H バンドで 0.155 から 0.159 、 K s バンドで 0.134 から 0.157 までの 範囲であった。観測期間中、トランジットに顕著な波長依存性の変化は見られず、全波長で均一の半径比 が示唆された。 TrES-3 b の大気は膨張しておらず、晴れた大気または雲の存在によるモデルで説明できる。 また TrES-3 b の大気に顕著なレイリー散乱が見られなかったことが確認され、 Mackebrandt et al. (2017) の 観測結果を支持するものとなった。

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MALLS (Medium And Low-dispersion Long-slit Spectrograph) は兵庫県立大学西はりま天文台の 2m なゆた 望遠鏡に搭載されているロングスリット分光器で、 3 つの回折格子を切り替えることで低分散 (R (= λ/∆λ) ∼ 600 )から中分散 (R ∼ 10,000) までのモードで分光観測できる装置である。 2018 年にエシェルとクロス ディスパーザをインストールし、エシェルモードでの観測を可能にした。初期のエシェルモードでの性能 ̊ のスペクトルが得られ、効率は中分散 を調査した結果、波長分解能 (R) は約 35,000 、波長域は 4960–6800 A モード (1800 本グレーティング ) の 3 分の 1 程度であることがわかった。これは V < 8 等級の比較的明るい星 の化学組成などの調査に十分な性能である。

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In this study, we present result of astrometric search for open clusters and associations around an early-type primary star in a binary or multiple star system. Based on the position, parallax, and proper motion measured by Gaia satellite, 98 open clusters and 110 associations were identified. Among them, 109 clusters and associations are newly discovered. The number of the membership ranged from 8 to 1526. The ages of the open clusters and associations were estimated to be between 10 6.3 yr and 10 8.9 yr. It is indicated that most of early-type stars are born in a stellar cluster with a number of low-mass stars. The low-mass stars in the open clusters and associations are candidates of post T Tauri stars.

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T CrB is a recurrent nova that has attracted attention because of several nova explosions in the past. This object is a binary of a white dwarf and a red giant (M3III), and it is also known that semi-regular variability is observed because the apparent size of the photosphere changes due to the orbital motion (P = 227.55 d) of the binary star. This object was reported to have been in active-state from 2015 to 2023, and began to fade from March 2023. Since T CrB showed the temporary dimming just before previous nova eruption, it might be a sign of the nova eruption, but the nature of this phenomenon is still under discussion. We have performed 14 nights low- resolution spectroscopic observations from April 2016 to May 2019, when it was just in the active-state, and 4 nights spectroscopic observations (including 1 night medium-resolution spectroscopic observations) from February 2023 to July 2024, when it was in the temporary-dimming phase. In this paper, we compare our previous observations with the photometric results of the Kamogata Kiso Kyoto Wide-field survey (KWS) and summarize the spectral variations by different phase.

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