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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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 are born in a stellar cluster with a number of low-mass . The low-mass in the open clusters and associations are candidates of post T Tauri .

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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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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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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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The spectrum of a close binary star is a composite of the spectra of both the primary and secondary . 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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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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嘉永6(1853)年に出現したクリンカーヒューズ彗星の日本における観測記録は、日本では京都土御門家 と大坂間家に伝来しており、これらは観測数値が記されていることから西洋における観測記録と比較可能 である。観測精度の相互比較を行った結果、(1) 土御門家の測量では、測量機器の設定誤差が方位角で4◦、高 度角で−2◦あること、およびこのことが赤道座標値での軌道の系統的なエラーの原因であることが分かっ た。測量機器の設定誤差を補正すると、土御門家観測は、西欧観測との残差は±2◦のランダムエラーの範 囲内であり、赤道座標での彗星の軌道は十分把握できていた。(2)間家の観測結果は、西欧観測結果に比し て±5◦のランダムエラーがあり、土御門家観測より精度が劣ることが分かった。

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本論文では，将来教員になる大学生の天文分野の基本的な知識・理解度や認識，興味の変化などを調査 することを目的として，教員養成系である教育学部生（3432名）を対象に，天文分野の興味関心や小中学 校で学ぶ天文分野の理解度調査を，2013年度から2023年度まで継続的に実施した。その結果，教育学部， 及び理科専修の学生の理科好きの割合は8，9割前後で推移しており，ここ十年における明確な理科離れ・ 理科嫌いの傾向は見られないことが明らかになった。日周運動・年周運動等の「天体の動き」，及び太陽や 月など「天体の分類」については知識の定着率が比較的高い一方で，「天体の大きさ」や「天体の光り方」 等の天体の物理的特徴を扱う事項については理解度が低いことがわかった。理科・天文への興味関心の度 合い，望遠鏡で天体観測・観望を行なった経験，天の川の観望経験等の天文に関する直接的体験や高校地 学分野の履修状況などを考慮した分析から，全体の正答率が高い「天体の動き」や「天体の分類」には大 きな違いはないが，「天体の大きさ」「天体の光り方」や全問正解の割合には，それぞれの経験/履修内容に よる違いが見られた。回答者の属性，経験，天文分野の理解度についてロジスティック回帰分析を行なっ た結果，天文に関する直接的な体験や興味・関心，高等学校で地学関連を学ぶこと等が知識や理解度へ影 響を及ぼすことが示唆された。さらに，将来小中高の理科教員を志望している理科専修の学生について， 1年次に加えて，2，3，4年次に調査を行なった結果を比較したところ，入学時から卒業前までで理解度が 向上していることが明らかになった。多くの学生にとって，高等学校において地学関連の科目を学ぶ機会 がない現在の状況を考慮すると，天文学を学ぶ最後の機会となり得る大学で学ぶことは，教員として必要 な科学的知識，及び科学的素養を育成できる可能性が示唆された。 以上の結果を踏まえると，教員養成系の大学生について天文学の基本的な理解度を向上し，定着させ るためには，（1） 天体望遠鏡等を用いた観望・観測体験， （2） 高等学校での「地学・地学基礎」の履修， （3）大学での天体観測を活用した教育が望まれる。

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In this paper, we report the results obtained from the first observations of exoplanet transit conducted with the 600 mm telescope at Quy Nhon Observatory (QNO) in Vietnam. The object of our observation is the exoplanet WASP- 3b, transiting its host starWASP-3 with a period of approximately 1.8468 Earth days. Through our observations and modeling, we obtained a magnitude depth of 0.0121 ± 0.007 mag and a planet radius of 1.42 ± 0.05 RJupiter for WASP-3b. This result is consistent with the previous published results and it implies that QNO 600 mm telescope is capable of monitoring short-period exoplanet transits, even at the atmospheric conditions of Quy Nhon city.

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30%–50% of the luminous pulsating red-giant show light variations of a longer period than the pulsation periods. Those periods are called long secondary periods (LSP). There has been debated for many years but the origin of the LSP is still unknown. To explain the LSP variations, there have been many approaches in not only observations but also theoretical studies. However, the invariance of the length of the LSPs has been investigated little. Thus, we studied the temporal variations of the period by performing the weighted wavelet-Z-transform analysis. Using the OGLE-III database, the I-band light curves of 6904 and 1945 LSP candidates in the Large/Small Magellanic Clouds, respectively, were analyzed. Most of our sample indicated that the period corresponding to the LSP was constant during the observation term. However, 101 and 44 LSP in the LMC and SMC, respectively, showed the signature of the temporal variations of the LSPs. There were diversities of the period modulations i.e. monotonic increase or decrease, or constant until the middle and then increase, etc. The comet-like companion is one of the possible explanations for the LSP variations, but this hypothesis cannot explain the period modulations because the LSP is determined by the orbital period.

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太陽活動には、約11年の周期が存在しているが、その強さは周期によって大きく変動する。この周期 の強さを、周期の始まりが分かった時点で予測する式を、旧バージョンの黒点相対数を使い、重回帰分析 の手法を使って探してきた。そして二つの重回帰式を見つけたが、少なくともどちらかの式が、過去の全 周期の強さをピンポイントで言い当てている。二つの式が存在する事から導かれる結論は、周期の強さを 予測するという当初の目的とは異なる副産物ではあるが、太陽活動の衰退時期が特定できる事、活動衰退 は予測可能である事、黒点相対数だけでは判断できない極めて弱い衰退が存在する事である。新バージョ ンの黒点相対数についても同様の2式が存在するので報告する。

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長年、Be星（γ Cas型変光星)の測光・分光観測が行われているが、星周円盤への角運動量輸送機構（連 星系の場合、伴星の寄与もあるのか）等、明らかになっていないことも多い。2018年9月から学校天文台に ある小口径望遠鏡+低分散分光器を用いて、複数のBe星の分光モニター観測を行った。観測結果より「Be 星の伴星が近星点を通過するときの潮汐力で円盤がリング化する」という仮説を立てた(石田2022, and Galaxies, 5, 10)。これを検証するため、兵庫県立大学西はりま天文台のなゆた望遠鏡を用い、Be星δ Sco とπ Aqrにおいて、それぞれの伴星が近星点を通過した時と後で中分散分光観測を行った。BeSS database の解析結果も合わせると、円盤のリング化は見られなかった。学校天文台での観測と合わせると、δ Scoの 円盤は、有効温度が下がって膨張していると予想され、今後は消滅に向かう可能性がある。π Aqrの円盤 は、近星点前後で円盤の有効温度が変化する傾向がある。これらより、Be星の円盤への角運動量輸送機構 に、伴星が大きく影響を与えている可能性がある。

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エラーマンボムは彩層底部で起こる小規模爆発現象であり、Hα線中心では吸収、ウィング部では顕著 な増光が見られる特徴的なスペクトルプロファイルを示す。発生メカニズムは磁気リコネクションと考え られているが、その詳細は未だに未解明のままである。そこで、エラーマンボムのスペクトル特性から立 体的な構造の時間変動を解明することが本研究の狙いである。2022年10月に京都大学付属飛騨天文台の水 平分光器を用いて、Hα線とCa II K線で観測した活動領域NOAA13124とNOAA13135の黒点近傍で発生し たエラーマンボムを分光観測し、各波長から速度・温度・明るさの物理量の時間変動を求めた。結果、Hα 線では彩層下部で磁気リコネクションが発生し、それによる双方向流を観測した。また、ウィング部の速 度と明るさに関して、明るさが増加したタイミングで速度が上昇するような相関が確認できた。Ca II K線 では彩層中部以下で磁気リコネクションが発生したと考えられ、K2コンポーネントに関してはHα線ウィ ング部と同様に速度と明るさに相関が確認できた。

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The SAGI summer school 2023 (3S23) in observational astronomy is organized in the Summer 2023, at the International Center for Interdisciplinary Science and Education (ICISE) in Quy Nhon, Viet Nam. The goal of 3S23 is to promote astronomy research in Viet Nam and to teach astronomy to students. We report the activities of the school and also highlight its pedagogical approach. Using narrative and observational analysis of participants’ own words, we analyze the impacts of the school on participants and on astronomy in Viet Nam. From these results, we propose a new form of teaching, namely Learning Based on Shared Experience (LBSE). LBSE takes into account the diversities in students’ backgrounds, languages, analytical, mathematical, abilities, and experiences and create an environment where learners learn and share from each others’ experience. This approach is likely effective in teaching subjects that requires collaborations such as sciences and technologies.

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Ultra-Long-Period Cepheids (Periods longer than 80 days) are examined using linear nonadiabatic pulsation models. We found models with ultra-long-periods even with Z = 0.02 models, so such a Cepheid may exist in our Galaxy, which has not been discovered yet. We seem to need a survey of the far side of our Galaxy or a survey in the other galaxy with a similar chemical composition to discover such an object. It is also shown that the models with periods longer than 200 days need to be more massive than the Cepheid upper mass limit, inferred from the stellar evolution theory. It is pointed out that the Cepheid’s nature of HV 1956 in SMC, which has over-200 days period, needs careful confirmation.

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Bisei town, located in the west part of Japan, is known as a place where the local community protects its beautiful night sky from light pollution through its unique ordinances and the efforts of the local residents. It is also important to monitor in the quantity and quality of light pollution for precise measurement of astronomical observations. The fluorescent lamps in the city were gradually replaced with light emitting diode (LED) lamps. In order to investigate how much light pollution is affecting astronomical observation, we analyzed the archival photometric and spectroscopic data taken by the 101 cm telescope that has been installed at Bisei Astronomical Observatory (BAO) since 2006. As a result, we found that there is no significant variability in sky brightness in optical bands, but from spectroscopic observation, we observed a blue humps around 4500 ˚A originating from LED lights from 2017 to 2023. The brightness of light pollution observed at BAO is not varied but the origin of light has gradually changed from fluorescent lamps toLED lamps.

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Using the Hα double peak emission lines of Pleione in the BeSS database from January 2009 to March 2023, we have measured the characteristic three point intensities of the line: the intensities at the blue and red emission peaks, and the intensity of the central minimum between the peaks, and calculated the radial velocities of these three points. These values are shown over a period of 14 years. The long-term variations shown are interpreted to be split into (a) the short-term variations when the companion of Pleione is close to periastron, and (b) the long-term variations in the background. For the (b) variation, we try to explain the trajectory of the central minimum intensity by the disk precession, and discuss the occurrence of the V/R phenomenon.

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初期宇宙において，超大質量ブラックホールの形成過程は未だ解明されていない．そのため，私たちは クェーサーの変光に着目し，ブラックホールの形成について議論する．我々のグループは，なゆた望遠鏡 NICを用いて，J, H, Ksの3バンド同時撮像を2019年から継続的に行なっている．2022年に観測された3つの クェーサー，PSO338+29(赤方偏移z = 6.66)，ULAS J1120+0641(赤方偏移z = 7.09)，ULAS J1342+0928(赤方 偏移z = 7.54)について測光結果を報告する．さらに，2022年にすばる望遠鏡SWIMSで観測された，ULAS J1342+0928のJ, Ksバンドの結果も合わせて報告する．その結果として，PSO338+29のJバンドにおいて， ∼ 2.0 σ程度の変光の兆候が見られた．さらに，ULAS J1342+0928のJバンドにおいて，周期が∼ 102日程 度の変光の可能性を指摘した．赤方偏移z ∼ 7では，JバンドにC IV輝線が入る．そのため，周期的な変光 について，C IV輝線を放射するBLR (Broad Line Region)の運動との関連性を調査した．BLRの公転周期は， ∼ 104日程度であり，今回観測された周期とは大きく差があるため，BLRの運動とは関係ないと結論づけ た．変光調査の性質上，誤差を小さくする必要性がある．ディザリング点数の変更，ubercalibrationなどの 検討を行なってきたが，これまでの結果では誤差が有意に小さくなることは見られなかった．

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