注目の星たち
MISAOプロジェクトで詳しく調査・解析した星や、皆様から情報を頂いた星、MISAOプロジェクトで見つかった興味深い星について、まとめています。
周期185日、変光範囲1.1等の赤色変光星だが、実際には変光していなかった
(IBVS 5396)。
2011年12月9日、中島洋一郎氏の邑久サーベイで、新たに追加した300-mmカメラレンズでの最初のサーベイ画像にて、矮新星FN Andのバーストが捉えられた。11月16日に16.7等以下、11月26日に15.8等以下だったが、12月9日には14.1等で写った[vsnet-alert 13946]。
その後、12月5日の薄曇りの中で行ったテスト撮影の画像にも、13.5等と明るく写っていたことが判明した[vsnet-alert 13948]。
今回のバーストは、MISAOプロジェクト以外では、Gary Poyner氏が12月9日に13.8等で捉えた以外には、観測されていない。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2012年10月23日に、約15.5等と明るく写った。
この天体は頻繁に増光する星で、AAVSOによれば、9月に15等まで増光したことが報告されていたが、10月の増光は報告されていなかった[vsnet-alert 15230]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V725 Aqlが、2012年4月16.73日(UT)に約14.0等にバーストした様子を捉えた。
3月27.82日(UT)の画像には写っていない
(画像)
[vsnet-alert 14450]。
VSNETとAAVSOのデータでは、前回のバーストは、2011年5月に記録されていた。
加藤太一氏によれば、Astrokolkhozチーム (J. Hambsch and T. Krajci) によって、0.2等のスーパーハンプが観測され、今回の増光がスーパーアウトバーストと確認された[vsnet-alert 14460]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V1047 Aqlが、2012年5月12.68日(UT)に約15.5等で捉えられた[vsnet-alert 14579]。
Rod Stubbings氏と加藤太一氏によれば、V1047 Aqlは2005年8月のバーストの際に、Greg Bolt氏の観測で、SU UMa型の矮新星と判明していた[vsnet-alert 14584]。
2012年9月25.69日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星HV Aurが16.3等に増光している様子を捉えた。
なお、GCVSによれば、HV Aurの変光範囲は、14.7〜<19等[vsnet-alert 14956]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2012年10月18日に、16.2等と明るく写った[vsnet-alert 15230]。
大倉信雄氏と中島洋一郎氏の2007年4月のサーベイで、偶然、このUG型の激変星のバーストに遭遇し、急激に減光していく様子を捉えた。
4月9日から12日まで14等と明るかったが、14日に14.6等と少し暗くなった。
19日には16.6等まで急激に減光し、23日には17.5等以下で写らなくなった
(画像、
光度曲線)。
AAVSOのデータベースによれば、3月31日までは16.5等以下だったが、4月1日に13等までバーストし、17日までは14等より明るく見えた。
その後、19日には16等、20日には17.5等と、急激に減光した。
2017年3月14日に、向井優氏が11.4等まで増光しているのを発見[vsnet-alert 20778]。
磯貝桂介氏によれば、や座WZ星型のスーパーアウトバーストと思われる[vsnet-alert 20779]。
赤澤秀彦氏は連続測光を行い、特異的なスーパーハンプを捉えた
(まとめ)、
(3月14日)、
(3月15日)、
(3月17日)、
(3月18日)。
大倉信雄氏と中島洋一郎氏の2007年2月12日のサーベイで、偶然、このUG型の激変星が13.7等までバーストしているのを捉えた。
1999年から2002年までのMISAOプロジェクトの画像では、16.5等より明るく写ったことは無かった。
VSOLJのデータベースでは、同じ2月12日に、前田豊氏が、14.1等以下で見えなかったと報告している。
加藤太一氏によれば、Gary Poyner氏が2月6日に13.4等で検出しており、減光中を捉えたようだ。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2012年10月20日に、15.3等と明るく写った。
AAVSOのデータベースには、2012年秋には18等の暗い観測しか報告されていない[vsnet-alert 15230]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2013年11月8日に、15.6等と明るく写った。
AAVSOのデータベースには、2013年11月には17〜18等の暗い観測しか報告されていない。
発見から６年経った2001年10月に、この新星の小増光を捉えた
(Brightening of Nova Cas 1995)。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2012年10月26日に、13.2等と明るく写った。
この天体は頻繁に増光する星で、Rod Stubbings氏から、1月中旬、12月中旬に増光が報告されていたが、10月下旬の増光は報告されていなかった[vsnet-alert 15230]。
2012年3月24日の大倉信雄氏のサーベイ画像で、矮新星GZ Cncが13.9等に増光している様子を捉えた。
3月21日には14.6等以下だった。
Rod Stubbings氏によれば、前回のバーストは3月17日に起きていた。
よって、GZ Cncはわずか１週間で再増光したことになる[vsnet-alert 14363]。
2012年7月17.66日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V542 Cygが14.5等に増光している様子を捉えた。
5月27日、6月9日、7月7日には、17.5等と暗かった[vsnet-alert 14773]。
2012年7月18.53日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V767 Cygが15.2等に増光している様子を捉えた。
2007年10月10日から2012年6月28日までの中島氏のサーベイ画像では、一度も写っていない[vsnet-alert 14781]。
2012年10月7.52日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、再び、15.9等に増光している様子を捉えた。
頻繁にバーストする天体かもしれない[vsnet-alert 15005]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2010年9月28日、2012年3月25日、5月27日、8月2日に、14〜15等にバーストした様子が捉えられた[vsnet-alert 14378][vsnet-alert 14823]。
2012年7月26.68日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイで、矮新星V868 Cygが15.2等に増光している様子を捉えた。
8月2日には14.8等まで増光した。
この天体の増光は珍しくないが、今回の増光は他から報告されていなかったので、CVnetに報告した。
2012年7月17.66日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V1006 Cygが15.2〜15.5等に増光している様子を捉えた。
2008年4月24日の中島氏のサーベイ画像でも、14.5等まで増光した様子が捉えられていた[vsnet-alert 14774]。
2012年7月30.54日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V1113 Cygが14.3等に増光している様子を捉えた。
前回のバーストは、Gary Poyner氏によって、5月23日に14.1等で捉えられた。
よって、この天体は頻繁にバーストする星と思われる[vsnet-alert 14822]。
2012年3月11日の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V1504 Cygが13.9〜14.2等の明るさに増光している様子が捉えられた。
中島氏の2011年の過去画像では、9月23日に15.7等以下、10月18日に15.5等以下だった[vsnet-alert 14321]。
2013年8月12日の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V2289 Cygが約16等の明るさに増光している様子が捉えられた。
中島氏の2012年の過去画像では、17等以下で写っていない[vsnet-alert 16188]
(画像)。
その後、9月18日のサーベイ画像でも、約15〜16等と明るく写った[vsnet-alert 16437]。
加藤太一氏によれば、V2289 Cyg = 1H 1933+510 は新星型と思われていたが、2000年にClaia Bryja氏によって矮新星と判明した天体で、SS Cyg型と思われる[vsnet-alert 16198]。
Mike Simonsen氏が2012年5月11.2910日に、13.3等まで増光していることを発見。
中島洋一郎氏のサーベイ画像では、既に5月10.55日に13.9等まで明るくなっていた[vsnet-alert 14567]。
2012年11月18日に、Gary Poyner氏によって、増光が発見された。
Denis Denisenko氏から、11月16日にMASTERにて、発見前の様子を捉えていたことが報告された。
MISAOプロジェクトでは、11月14日の中島洋一郎氏の画像で、既に13.8等と明るく写っていたことが判明[vsnet-alert 15230]。
2012年9月26.77日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、変光範囲16〜20等のUGSS型の矮新星KT Gemが、16.1等に増光している様子を捉えた[vsnet-alert 14980]。
2012年10月7.58日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、変光範囲15.0〜17.6等のUGSS型の矮新星PS Lacが、15.4等に増光している様子を捉えた[vsnet-alert 15004]。
2012年8月2.49日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星V584 Lyrが15.8等に増光している様子を捉えた。
2011年11月24.37日(UT)の中島氏のサーベイ画像でも、約15.7等に増光している様子が捉えられていた[vsnet-alert 14829]。
加藤太一氏によれば、この天体の
発見論文
で、軌道周期が既に知られている。
この新星状天体の、1999年1月の小増光を捉えた
[vsnet-obs 19665]。
VSNETで検索すると、この時の増光は、MISAOプロジェクトだけが捉えていた。
2012年4月16日の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、11.8等まで小増光した様子が捉えられた。3月には12.4等だった[vsnet-alert 14451]。
2014年1月15.59日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、変光範囲15〜<18等のUG型の矮新星NS Perが、16.3等に増光している様子を捉えた。
AAVSOのデータベースには、11月中旬に16等の明るい報告がある。よって、NS Perは短期間に増光を繰り返す星かもしれない[vsnet-alert 16792]。
2012年3月31日の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星RY Serが13.6〜13.9等の明るさに増光している様子が捉えられた。
中島氏の3月21日の画像では写っていなかった [vsnet-alert 14410]。
2019年1月18日に、向井優氏が10.7等まで増光しているのを発見[vsnet-alert 22943]。
西村栄男氏も数分後に発見(TOCP)。
Patrick Schmeer氏によれば、や座WZ星型のスーパーアウトバーストと思われる。
この矮新星は、CBET 4603で発表された。
この激変星は位置が曖昧だったが、MisV0041の発見をきっかけに、過去の乾板や論文が調べられ、正しい位置が求められた。
また、過去の論文の記述の誤りも発見した(IBVS 5326)。
SOHO/LASCO C3の画像から光度を測定した。
2007年12月18日から12月31日まで、約8.9等でほぼ一定。
この時期、新星は太陽と合となっており、地上からは観測されていない。
AAVSOおよびVSOLJのデータベースでは、2007年11月29日から2008年1月24日まで、2ヶ月間の欠測期間となっている。
光度グラフとSOHO/LASCOの画像はこちら。
V354 Vul = LD 143の位置は、USNO-A1.0との同定に基づき、IBVS 4450で改訂されている。
しかし、大倉信雄氏と門田健一氏のノーフィルターCCD画像では、その位置に16等の星しかなく、Vバンドで13.2〜[15.2等のミラ型としては暗すぎる。
その位置から25秒角離れた、赤経19h50m08s.67、赤緯+22o32'17".8 (J2000.0)に、12.2〜14.4等の変光星を発見した。
これが本当のV354 Vulであり、IBVS 4450の同定が誤りであることを指摘した[vsnet-id 258]。
Brian Skiff氏とGraff Williams氏(IBVS 4450の著者)も、私たちの同定が正しく、IBVS 4450の位置が誤っていることに同意している[vsnet-id 259]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2012年3月13.81日(UT)に、矮新星V405 Vulが増光している様子が捉えられた。
V405 Vulは、15等星と隣接しているが、約15等と思われる[vsnet-alert 14324]。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、5月11.68日(UT)、及び、7月27.66日(UT)にも、再び増光した様子が捉えられた。
約2ヶ月ごとに、頻繁にバーストを繰り返していると判明[vsnet-alert 14571][vsnet-alert 14813]。
(画像)
GRB 030329の近くに発見された食変光星(GCN 2056)。
門田健一氏のGRB 030329の画像からも、食変光が検出された(光度曲線)。
[vsnet-newvar 1908]も参照。
門田健一氏が撮影した画像から吉田誠一が測定した光度が、鳥居研一氏の論文(Astrophys.J. 597 (2003) L101-L106)で使用された。
0.5415秒角/年という大きな固有運動を持つ星を発見。
1950年頃のパロマー写真では、近くの星とほぼ重なっていたため、見逃されていたようだ。
Large proper motion of GSC 3646-01698も参照。
中島洋一郎氏のサーベイ画像で、2011年に2回（2月4日に14.8等、11月21日に13.8等）のバーストが捉えられた。それ以外の日は、16.8〜18.0等と暗い。
大倉信雄氏のサーベイ画像でも、2012年2月26日に14.0等で写っており、バーストと思われる。但し、近くの15等星と分離できていない[vsnet-alert 14295]。
加藤太一氏によれば、この天体は、2006年12月16日に13.2等まで増光した。
SDSSの色（17.591 17.549 17.175 16.927 16.786）は激変星と矛盾せず、X線天体1RXS-F J052954.9+184817と同定される可能性もある[vsnet-alert 12503]。
Denis Denisenko氏は、2013年12月29日と2014年1月23日にバーストが起きたことから、この天体は短い周期で増光する活発な矮新星だと指摘している[vsnet-alert 16837]。
桜井幸夫氏が1994年に発見した共生星 NSV 24062 を再発見。
MISAOプロジェクトでは新変光星として発見したが、加藤太一氏によって NSV 24062 と同定された。
IAUC 6051で発表された位置は、15秒角ほどずれていた。
山岡均氏によれば、DSS画像には、MISAOプロジェクトで測定した位置には星像があるが、IAUC 6051の位置には何もない。
Recovery of NSV 24062も参照。
2012年1月24日〜27日にKa-Dar天文台で撮影された画像から、Korotkiy Stas氏が発見した矮新星。
中島洋一郎氏の邑久サーベイでも、1月26日に12.4等で写っていた。
中島氏の、2011年1月10日〜2011年12月25日のサーベイ画像では、14.8〜15.4等で写っていた[vsnet-alert 14159]。
2012年7月17.55日(UT)の大倉信雄氏のサーベイ画像で、矮新星OT J170609.7+143452が14〜15等に増光している様子を捉えた(画像)。
5月23日、6月13日の画像では、写っていなかった[vsnet-alert 14771]。
Denis Denisenko氏によれば、MASTER-Tunkaが6月19日に16.6等と観測し、静穏状態(17.7〜18.4等)より増光していることが確認された[vsnet-alert 14772]。
Catalina Sky Surveyで2012年3月15日に発見された新しい激変星
OT J094854.0+014911 = CSS120315:094854+014911
が、3月11日の大倉信雄氏のサーベイ画像で、すでに14〜15等の明るさで写って
いた
(画像)
[vsnet-alert 14330]。
2012年9月11.72日(UT)の中島洋一郎氏のサーベイ画像で、矮新星SDSS J032015.296+441059.3が16.4等に増光している様子を捉えた。
前回は、2012年2月29日にEddy Muyllaert氏が15.40:等に増光した様子を捉えていた[vsnet-alert 14943]。
発見者の高見澤今朝雄氏は、ミラ型変光星と発表したが、Nikolai N. Samus氏によって、タイプが異なる可能性が指摘された。
MISAOプロジェクトでは、大倉信雄氏の画像から光度を測定し、TmzV868がミラ型ではない可能性を支持する結果を得た。
TmzV868は赤い星ではないようだが、反射望遠鏡とカメラレンズで、明るさに違いが生じた。その理由は分かっていない。
Photometry of TmzV868も参照。
桜井天体(V4334 Sgr)の観測画像から見つかった。
清田誠一郎氏からRcバンドのCCD観測が報告された。
光度曲線によると、MisV0001は周期約390日のミラ型変光星。
JDで2451280日頃にピークとなっている。
加藤太一氏によると、1996年3月の京都大学大宇陀チームの観測では、Vバンドで約16等だった。
鈴木雅之氏によると、1987年5月3日に撮影されたReal Skyの画像でも、MisV0001がかすかに写っている。
ハリントン・エーベル彗星を観測した画像から見つかった。
この彗星は、1998年12月に最も明るくなった頃に留となった。
たまたま彗星の近くにあった星は、多くのデータが得られた。
そして、MisV0002の変光が見つかった。
中島和宏氏の観測で、周期0.3303555日、変光幅1.0等のW UMa型(EW型)の食変光星と判明。
V523 Aur = MisV0002 is a W UMa-type eclipsing variableも参照。
加藤太一氏が V854 Oph と同定。
もともと Stephenson が、輝線天体 Stephenson No.141 を V854 Oph であると発表していたが、それは誤りであった、と考えた(IBVS 4843)。
しかし、その後のNikolai N. Samus氏の研究で、MisV0005 と V854 Oph の同定は誤りであり、V854 Oph とは別の新変光星と判明した
[vsnet-chat 4071]。
John Greaves氏が、OGLE2-BUL-SC22-V383と同定。
OGLEのIバンドでは、変光範囲が11.838 - 11.933等と小さいが、MISAOのノーフィルターCCD観測では、12.8 - 14.3等と大きく変光している。
OGLE-IIの光度曲線は、GCAS型に似ている。
GCAS型ならB型星のはずだが、MisV0015の2MASSの色は、J-Ksが1.303等と大きい。
Light Curve Analysis of MisV Stars Identified with Candidate Variable Stars from OGLE-II Bulge Dataも参照。
その後の調査で、MisV0015 と USNO-1.0 0525.24950305 の同定が誤りと判明。
門田健一氏の画像から新たに測定し直した位置によれば、USNO-A1.0にはデータが存在しなかった。
同時に、OGLE2-BUL-SC22-V383 との同定も否定された。
正しい位置では、周期217日のミラ型変光星、OGLE2-BUL-SC22-V384 と同定される。
John Greaves氏がＸ線天体 1RXS J180000.7-293416 との同定の可能性を指摘。
だが、2MASSの画像では明るく写っており、ふつうのミラ型と思われる。
加藤太一氏が CD-27.12786 (9.8等)と同定。
加藤氏によると、GSCにはそのような明るい星のデータは記載されていないため、この天体は「見失われたCD星」の１つで、偶然に増光している時にカタログに記録された可能性も考えられるとのこと。
但し、CD星の位置は大きく誤っている場合も多い。
2MASSの画像では明るく写っており、ふつうのミラ型と思われる。
ASASでは検出されておらず、V光度では常に14等以下。
よって、MisV0055が9.8等まで増光した可能性は無いと思われる。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期272.4日、変光範囲13.1〜16.5等(Rc)の、ミラ型と判明
(光度曲線、
位相曲線)。
藤原務氏の観測で、周期210日のミラ型と判明(光度曲線)。
加藤太一氏が NSV 25425 と同定。
Margoni と Stagni が発表した NSV 25425 のチャートでは、青色写真乾板を使ったために、別の天体にマークをしていたことが判明した(IBVS 4792)。
藤原務氏の観測で、周期290日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期430日の半規則型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期250日の半規則型と判明(光度曲線)。
LD 183 と同一。
更に、Williams は LD 183 を V1464 Cyg と同定している。
HS 1332 と同一。
当時、新変光星の方針が未定だったため、同定を知りながらMisV番号を付けてしまった。
加藤太一氏が NSV 11661 と同定。
MisV0134 は、NSV 11661 の位置からは103秒角も離れていたため、新変光星として発表した。
しかし、加藤氏は、Hoffmeister の発見星図では MisV0134 が NSV 11661 (発見時の名前はS9039)としてマークされていること、即ち、NSV 11661 の赤経赤緯が大きく誤っていたことをつきとめた。
加藤氏は更に、IRASのデータから、この天体が赤色変光星から惑星状星雲に進化している途中であると指摘している。
Identification of NSV 11661 with MisV0134: A possible post-AGB variableも参照。
John Greaves氏が、飯田氏の発見した ISV1956+29 と同定。
藤原務氏の観測で、周期280日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期390日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏が AC2000 383539 との同定を指摘。
AC2000 383539 はB光度で11.8等と明るい星であるにも関わらず、Hipparcos Input Catalog, Tycho Catalog, GSC にはデータが記載されていない。
そのため、MisV0187 は増光の稀な天体で、AC2000 のプレートの撮影時(1920年)にだけ明るかった可能性がある。
しかし、吉田誠一がDSS 2のR画像を調べ、該当位置に東西には6〜7秒角離れた同じ明るさの星があり、一方がMisV0187で、もう一方が AC2000 383539 であり、別の天体であることをつきとめた。
DSS 2のBj画像では AC2000 383539 のみが写っているため、MisV0187 は赤色変光星と思われる。
高見澤今朝雄氏、長谷田勝美氏から、写真観測が報告された
[vsnet-newvar 1194],
[vsnet-newvar 1196]。
光度曲線によると、MisV0200は周期約350日のミラ型変光星。
JDで2452205日頃にピークとなっている。
[vsnet-newvar 1194]では、高見澤氏は周期は約340日と発表しているが、350日の方が観測データに良く一致するように思われる。
MISAOで観測された時は、写真では13.5等よりも暗い位相でのものであり、CCDでの極大光度は、11等よりもずっと明るいように思われる。
藤原務氏の観測で、周期190日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期320日のミラ型と判明(光度曲線)。
2009〜2011年のDiego Rodriguez氏、Adolfo San Segundo氏の観測を、1999〜2007年の門田健一氏、大倉信雄氏、中島洋一郎氏の観測と合わせると、周期約380日のミラ型と思われる(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期410日のミラ型と判明(光度曲線)。
加藤太一氏が、1960年の新星 DZ Ser との同定の可能性を指摘。
加藤氏の調査では、DZ Ser はスペクトル観測から見つかった14等の新星で、下記の通り、文献によって位置がかなり異なる。
Duerbeck 175812.72 -103350.35 (1950.0)
Wyckoff and Wehinger 175812.8 -103400.5 (1950.0)
しかし、吉田誠一の調査では、DSS 1、DSS 2の画像に暗く写っており、かつ、R画像の方が明るいので、赤色変光星と思われる。
2010年夏、Diego Rodriguez氏によって、緩やかに減光していく様子が観測された。Diego Rodriguez氏は、ミラ型の可能性があると指摘。
Patrick Wils氏の研究で、ミラ型と判明。
藤原務氏の観測で、周期375日のミラ型と判明(光度曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期163.8日、変光範囲12.0〜15.7等(Rc)の、ミラ型と判明。
藤原務氏の観測で、周期約280日の半規則型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期295日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期305日の半規則型と判明(光度曲線)。
NSVSのデータから、変光範囲12.7〜13.5等、周期100日の半規則型と判明した。
1999〜2000年の門田健一氏、大倉信雄氏のノーフィルターCCD観測も、変光幅と周期はそれに合致している。
ところが、2003年9月の大倉信雄氏の300-mmカメラレンズによるノーフィルターCCD観測では、15.4等と、変光範囲を大きく逸脱して暗く写った。
大規模な減光をしたのか、カメラレンズの特性なのかは不明。
加藤太一氏、John Greaves氏が、Ｘ線天体 1RXP J180245-2942.3 との同定の可能性を指摘。
だが、OGLE-IIのデータから、ふつうのミラ型と判明。
藤原務氏の観測で、周期195日のミラ型と判明(光度曲線)。
吉田誠一とJohn Greaves氏の調査では、GSC 1.1, USNO-A2.0, IRAS, 2MASS, UCAC1, GSC 2.2 のいずれにもデータが記載されていなかった。
Greaves氏が USNO Flagstaff Station Integrated Image and Catalogue Archive Service で過去画像を調べたが、3秒角以内には星が存在しなかったため、激変星の可能性がある。
そこで、Greaves氏は MSDG-MISAO Campaign を実行し、観測を依頼した。
Mike Simonsen氏、Rod Stubbings氏、C. P. Jones氏の眼視観測では、14.2等以下で見えないと報告されたが、Fred Velthuis氏のノーフィルターCCD画像では12.39等と明るい。
更に、加藤太一氏が MSX5C G011.9229+03.4421 と同定。
よって、ミラ型変光星と思われる。
吉田の調査では、DSS 1のBj画像では該当位置に星は写っていない。
DSS 2のR画像は2枚あり、1枚ではやや明るい星が写っているが、もう1枚でははっきりしない。
星が混み入っているため、過去画像の調査が困難だった。
加藤太一氏の調査では、NGC 6194 No. 1130 という名前で過去に測光されており、赤い星であることが分かっている。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期194日、変光範囲14.6〜18.9等(V)の、ミラ型と判明。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期377日、変光範囲12.2〜16.3:等(Rc)の、ミラ型と判明。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期342.0日、変光範囲11.5〜<13.9等(Rc)の、ミラ型と判明。
加藤太一氏が、1914年の新星 V949 Sgr と同定。
Patric Schmeer氏の観測と合わせて、この天体が新星ではなく、赤色変光星であることをつきとめた(IBVS 4845)。
John Greaves氏が、Ｘ線天体 2RXP J193158.1110964 との同定の可能性を指摘。
だが、2MASSの画像では明るく写っており、ふつうのミラ型と思われる。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期356日、変光範囲11.8〜15.9等(Rc)の、ミラ型と判明。
藤原務氏の観測で、周期240日のミラ型と判明(光度曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期265.3日、変光範囲11.8〜16.1等(Rc)の、ミラ型と判明
(光度曲線、
位相曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期291.8日、変光範囲11.3〜15.8等(Rc)の、ミラ型と判明。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期235日、変光範囲11.9〜[14.2等(Rc)の、ミラ型と判明。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期324.9日、変光範囲11.2〜15.8等(Rc)の、ミラ型と判明
(光度曲線、
位相曲線)。
Mati Morel氏が、Luytenが発見した V915 Sgr との同定の可能性を指摘。
Luytenの変光範囲(12.3-13.5p)は、MisV0562の変光範囲(11.8-13.8C)とそれほど違わない。
V915 Sgr は、Herbigの論文(PASP 70,605)ではGSC 6870-00090とされていて、周期285.2日のRCB型とされているが、MisV0562の周期にも一致しそうだ。
もし MisV0562 が V915 Sgr なら、RCB型ではなく、SR型であったことになる
[vsnet-chat 2797]。
しかし、MISAOの観測では V915 Sgr = GSC 6870-00090 の変光も捉えられている
ため、MisV0562 は、V915 Sgr とは別の新変光星だと分かった
[vsnet-chat 2803]。
藤原務氏の観測で、周期225日のミラ型と判明(光度曲線)。
加藤太一氏が、1926年の新星 KY Sgr の位置が近いことを指摘(離角126秒角)。
しかし、吉田誠一の調査では、DSS 1、DSS 2の画像に写っているので、激変星ではないと思われる。
但し、R画像よりもBj画像の方が明るく写っている。
中島和宏氏の観測で、周期1.6351日、極大光度13.18等、主極小13.84等、副極小13.26等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5500)。
MisV0665 is an Algol-type eclipsing variableも参照。
藤原務氏の観測で、周期167日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏が ROTSE1 J185841.70+302042.8 と同定。
ROTSEの観測では長周期変光星と判明している。
加藤太一氏は、この天体が惑星状星雲 PK 32-3.1 の側にあり、PK 32-3.1 の観測に影響を与えて来たことを指摘している。
MisV0701 は、TASSの観測と合わせて、赤色変光星と判明している。
過去の論文(Stenholm & Acker, MacConnell)では、惑星状星雲 PK 32-3.1 のスペクトルが赤色変光星のものであるため、惑星状星雲ではないと指摘されていたが、これは赤色変光星である MisV0701 のスペクトルが混ざった結果と思われる。
また、IRAS のデータも、惑星状星雲と赤色変光星の境界線上にあり、両方の特
徴が混ざった結果になっていると思われる。
Influence of MisV0701 to a planetary nebula PK 32-3.1も参照。
この天体は M27 の近くにあるため、Gianluca Masi氏も変光に気づいて、ホームページに記載していた。
藤原務氏の観測で、周期330日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期315日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏によると、IBVS 4905で V559 Cyg の位置が改訂され、MisV0774 と同一であることが判明した。
John Greaves氏によると、IBVS 4799で V1229 Cyg の位置が改訂され、MisV0779 と同一であることが判明した。
Klaus Bernhard氏とStefan Huemmerich氏によれば、MACHOのデータで、周期298日、変光範囲12.7〜16.4等(Rc)の、ミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期350日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期283日のミラ型と判明(光度曲線)。
2MASS 0533337+344323 と同定される。
2MASSのJ-Ksは0.384等で、赤色変光星ではないと思われる。
鈴木雅之氏は、USNOでは R=13.0等、B-R=+4.0 と、赤色星のようなデータが記録されているが、光度は不確かとも記録されていることを指摘している。
これは、すぐ側に極めて明るい星がある影響と思われる。
中島和宏氏の観測で、この星が通常は13.8等で一定の光度だが、稀に分単位の変光を示す、特異な変光星であることが判明した。
Peculiar variation of MisV0814も参照。
星の混み入った場所にある、微光の赤色変光星。
USNO-A2.0には、B-R=4.0等というデータが記録されている。
John Greaves氏によると、同じ日に撮影されたE乾板とO乾板を比べると、E乾板(赤)には星像があるが、O乾板(青)には無いので、相当に赤い星である。
MISAOの画像では、明るい時と暗い時で、星の位置が違っているように見える。
これは、MisV0855は減光した時には写っておらず、MisV0855から南東に10秒角ほど離れた星だけが見えているため。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期220日、変光範囲12.7〜16.0等(Rc)の、ミラ型と判明。
Klaus Bernhard氏とStefan Huemmerich氏によれば、MACHOのデータで、周期255日、変光範囲11.6:〜16.5等(Rc)の、ミラ型と判明(光度曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によるMACHOプロジェクトのデータの解析で、周期222.6日、変光範囲11.2:〜15.4等(Rc)の、ミラ型と判明。
MISAOの観測では9.3等と明るい時期に、Guy M Hurst氏とMike Collins氏の観測では11等以下で写らなかった。
Hurst氏の観測は、MISAOと同様にノーフィルターCCDによるもの。
鈴木雅之氏の観測で、Icバンドで10.6等、Rcバンドで15.0等、Vバンドで16.8等以下と、赤外線でのみ明るく、Rcバンドでさえかなり暗いことが判明。
2010年夏、小嶋正氏のパトロール画像で、約11.5等まで増光する様子が捉えられた。
2MASS 1800214-304831 (J=10.764等、J-Ks=0.739等)と同定される。
J-Ksの値が小さいため、赤色変光星ではないと思われる。
吉田誠一の調査では、DSS 2のR画像でもBj画像でもはっきり写っているので、やはり赤色変光星ではないと思われる。
ところが、極大11.6等という明るさにも関わらず、吉田誠一とJohn Greaves氏の調査では、GSC 1.1, USNO-A2.0, IRAS, UCAC1, GSC 2.2 のいずれにもデータが記載されていなかった。
しかし、その後の調査で、USNO-A2.0とUSNO-B1.0にデータが載っていることが分かった。
測定位置の精度が悪かった。
離角19秒角で東西に並んだ二重変光星。
藤原務氏の観測で、周期190日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏によると、最新のオンライン版GCVSでは V659 Aql の位置が改訂されていて、MisV0949 と同一であることが判明した。
藤原務氏の観測で、周期235日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏が、13.6等星と13.8等星の二重星である WDS 19277+2423 = Pourteau 3835 の一方の星と同定。
WDS 19277+2423 のカタログ位置は、MisV0968 の位置から48秒角離れている。
しかし、MisV0968と、すぐ側の USNO-A2.0 1125.12713797 との離角は、位置角111度の方向に9.8秒角であり、これは WDS 19277+2423 の、位置角115度の方向に9.2秒角という離角と良く一致している。
Greaves氏によると、Pourteau 3835B の方がIRAS, 2MASS, MSX5Cの位置と一致するため、B星がMisV0968と思われる。
藤原務氏の観測で、周期430日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期255日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期207日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期410日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期157日の半規則型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期220日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期約430日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期270日のミラ型と判明(光度曲線)。
V1462 Cyg の位置が不正確だった2000年当時、MISAOプロジェクトではその近くに２つの変光星を発見した。
１つは NSV 12600 と同定された。
我々は V1462 Cyg を NSV 12600 と同一と考え(IBVS 4814)、もう一方の星を新変光星 MisV1023 として発表した。
2003年になって、GCVSが V1462 Cyg の位置を改訂した(2003AstL...29..468S)。
改訂された位置は、NSV 12600 とは異なり、MisV1023 と同一であった。
即ち、MisV1023 は新変光星ではなかったと判明した。
IRAS 19596+3350 およびＳ型星 NSS 49 と同定されるため、赤色変光星と思われる。
だが、2MASSの光度はJ=7.312等、J-Ks=0.729等、と、J-Ksの値が赤色変光星としてはかなり小さい。
Brian Skiff氏によれば、飽和しているかデータ解析にエラーがあって、J-Ksの値が正しくない可能性がある。
藤原務氏の観測で、周期285日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期500日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期370日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期500日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期335日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏が、Ｘ線天体 1RXS 201351.8+414557 との同定の可能性を指摘。
しかし、加藤太一氏によれば、GSC 3159.1639 の方がこのＸ線天体に近く、光度も明るいため、MisV1051 と 1RXS 201351.8+414557 は同一ではないようだ。
中島和宏氏の観測で、周期3.0421日、極大光度12.14等、主極小12.81等、副極小12.55等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
MisV1061 is an Algol-type eclipsing variableも参照。
藤原務氏の観測で、周期285日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期175日のミラ型と判明(光度曲線)。
John Greaves氏によると、Ｘ線天体 1RXS 200142.7+465727 が約1分角南に存在するが、位置が離れているため、別の天体である可能性が高い。
藤原務氏の観測で、周期530日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期420日のミラ型と判明(光度曲線)。
中島和宏氏の観測で、周期1.5829日、極大光度12.64等、主極小13.24等、副極小12.90等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
Ondrej Pejcha氏が観測した食時刻の結果も論文に発表された(IBVS 5645)。
2008年1月に大島修氏が食を捉え、2003年の中島和宏氏の観測、その後のヨーロッパでの観測と合わせて、食の予報式が精度良く改訂された。
MisV1095 is an Algol-type eclipsing variableも参照。
John Greaves氏の調査では、USNO-B1.0ではB1-R1=2.9等と、かなり赤く、スペクトル型はK型かM型と思われる。
しかし、吉田誠一の調査では、USNO-A2.0ではB-R=0.3等と、かなり青い。
また、2MASSではJ-Ks=0.759等と、青と赤の中間の色になっている。
そのため、食が起こると色が変化する星かと思われたが、大島修氏の観測では、食の外と食中とで、大きな色の変化は見られなかった。
USNO-B1.0の色のデータが誤っていると思われる。
赤澤秀彦氏の観測によるライトカーブが公開されている。
中島和宏氏の観測で、周期0.4696日、極大光度13.48等、極小光度14.25等の、W UMa型(EW型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
主極小と副極小の光度がほぼ同じである。
MisV1096 is a W UMa-type eclipsing variableも参照。
Ondrej Pejcha氏の観測で、W UMa型(EW型)の食変光星と判明。
その中でも少数派の、青い食変光星(EW/KE型)と思われる。
MisV1097 is a blue W UMa-type eclipsing variableも参照。
中島和宏氏の観測で、周期0.4688日、極大光度13.04等、極小13.74等と判明(IBVS 5600)。
Ondrej Pejcha氏が観測した食時刻の結果も論文に発表された(IBVS 5645)。
Times of minima of a W UMa-type eclipsing variable MisV1097も参照。
中島和宏氏の観測で、周期0.6331日、極大光度13.79等、主極小15.03等、副極小14.20等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
MisV1105 is a beta Lyr-type eclipsing variableも参照。
藤原務氏の観測で、周期345日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期330日のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期295日のミラ型と判明(光度曲線)。
発見時には、変光幅が2等近い食変光星と推定された。
John Greaves氏は、もしアルゴルタイプの食変光星であれば、減光幅が大きいので、主星はA型、伴星はK型という連星である可能性を指摘した。
山岡均氏は、食変光星GH Lacとの同定の可能性を指摘。
GH Lacは、IBVS 4906でGCVS 4.1の位置から3.2分角離れた星と同定されているが、根拠は不明。
MisV1140は、GCVS 4.1の位置から7分角離れている。
ブルノ天文台のチームは、IBVS 4906に基づいてGH Lacを観測し、食変光を確認した(IBVS 5263)。
Miloslav Zejda氏とOndrej Pejcha氏は、それらのGH Lacの画像に写っているMisV1140の光度を測定し、1.1等の変光を確認した。
この結果、GH LacとMisV1140は、別の天体であることが確認された。
John Greaves氏は、USNO-B1.0ではB1-R1=1.7等であり、B-Vは0.8〜0.9等と推測されること、また、IREC 130という暗黒星雲(直径106')の中にあり、0.16等の赤化を受けていることを指摘している。
中島和宏氏の観測で、周期4.4479日、極大光度13.50等、主極小14.8等、副極小13.68等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
MisV1140 is an Algol-type eclipsing variableも参照。
藤原務氏の観測と、MISAOプロジェクトのサーベイから、周期が318日のミラ型と判明(光度曲線)。
Ｈα線天体HBHA 65-53と同定され、注目を集めた。
vsnet-campaign-unknownでのキャンペーンや、Mike Simonsen氏、John Greaves氏らのMSDG観測キャンペーンが実施され、多くの眼視観測者がモニターしている。
2002年には、前半はほとんど変光しなかったが、後半には頻繁に深い食のような減光を見せた。
衣笠健三氏と藤井貢氏のスペクトルから、加藤太一氏により、生まれたばかりのHerbig Ae/Be型の星と判明。
生まれたばかりの星：MisV1147も参照。
植村誠氏らの研究により、MisV1147はHerbig Ae/Be型の星の中でも最大級の幅の
変光を示す星であること、Herbig Ae/Be型の星が満たす、変光幅とスペクトル型
との関係から大きく外れる、特異な星であることが判明した
(PASJ: Publ. Astron. Soc. Japan 56, S183-S192)。
見逃されていた2001年の新星を、2002年になってから発見。
2001年9月には12.7等、11月には14.3等で写っていたが、2002年10月には、20等にまで減光していた。
過去のパロマー乾板やDSS画像には写っていない。
近くにIRAS 22562+6606があったことと、パロマー乾板の画像に誤りがあったた
め、新星と気づくまでに時間がかかった。
この新星は、IAUC 8014で発表された。
はじめての新星を発見：MisV1181も参照。
John Greaves氏は、MisV1202が明るい輝線星雲Sharpless 134の中、もしくは背後にあることを指摘している。
中島和宏氏の観測で、周期0.9784日、極大光度13.80等、主極小15.14等、副極小14.04等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
中島和宏氏の観測で、周期0.4288日、極大光度13.61等、主極小14.71等、副極小14.06等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
New beta Lyr-type eclipsing variable MisV1222も参照。
永井和男氏は、食外のライトカーブに歪みが見られる、珍しいEA/RS型ではないか、と指摘している。但し、MisV1222のライトカーブに見られる歪みは、誤差の可能性が高い。
Patrick Wils氏とJohn Greaves氏の研究で、NSVSのデータから、周期8.2日のセファイド変光星と判明(IBVS 5512)。
大倉信雄氏による、2003年10月25日から12月7日にかけてのVバンド集中サーベイと、2004年9月30日から12月14日にかけてのRcバンド集中サーベイで、光度曲線が得られ、8.2日周期のセファイド変光星であることを確認した。変光範囲は、Vバンドでは11.99〜12.51等、Rcバンドでは11.20〜11.80等と求められた。
石田俊人氏によれば、セファイド変光星の中でも、光度曲線にこぶが現れるbump Cepheidと呼ばれるグループに属する。
Patrick Wils氏とJohn Greaves氏の研究で、NSVSのデータから、周期6.60日のセファイド変光星と判明(IBVS 5512)。
大倉信雄氏による、2003年10月25日から12月7日にかけてのVバンド集中サーベイと、2004年9月30日から12月14日にかけてのRcバンド集中サーベイで、光度曲線が得られ、6.60日周期のセファイド変光星であることを確認した。変光範囲は、Vバンドでは12.69〜13.31等、Rcバンドでは11.96〜12.68等と求められた。
中島和宏氏の観測で、周期2.6092日、極大光度12.68等、主極小14.04等、副極小13.19等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
中島和宏氏の観測で、周期0.3662日、極大光度12.94等、主極小13.54等、副極小13.50等の、W UMa型(EW型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
中島和宏氏の観測で、周期2.7129日、極大光度12.93等、主極小13.51等、副極小13.41等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
中島和宏氏の観測で、周期6.6490日、極大光度14.15等、主極小14.53等、副極小14.48等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期7.5530日、極大光度13.34等、主極小13.94等、副極小13.90等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
MISAOプロジェクトの2個目の楕円軌道の食連星で、副極小は0.484の位相で起こっている。
中島和宏氏の観測で、周期1.0650日、極大光度11.97等、主極小12.61等、副極小12.47等の、W UMa型(EW型)の食変光星と判明(IBVS 5600)。
New W UMa-type eclipsing variable MisV1239も参照。
発見時は誤ってSR型と分類していたが、藤原務氏の観測で、V-Rcが0.0等と、赤くないことが判明。
アルゴル型の食変光星と思われる。
藤原務氏の観測で、周期320日のミラ型と判明(光度曲線)。
発見当時は変光幅の小さい半規則型と思われたが、その後の観測から、変光幅の大きいミラ型と判明。
意外にも、ノーフィルターCCDで14.1等まで減光したのと同じ時期に、Vバンドでも14.9等で写った。Vバンドでは、ほぼ一定に見える。
DSS画像と、USNO-B1.0星表を調べると、MisV1262の位置には、15秒角以内に3つの星が集まっていて、BバンドやVバンドでは、MisV1262の隣の15等星の方が明るくなることが分かった。Vバンドで写った14.9等星は、隣の星だった。
NSVSのデータでは、12.8〜14.1等の変光が捉えられているが、これは3つの星の合成光度であり、MisV1262の変光の全体を捉えられていない。
Complex Around a Mira Type Variable MisV1262も参照。
MisV1267は、Hamburg-Bergedorf H-alpha Stars in Northern Milky Wayというカタログに、HBHA 18-40として記載されている。
MisV1267は、炭素星のカタログにも、CGCS 719 = CGCS J0435+5250として記載されている。
即ち、Ｈα線を放つ炭素星である。
MISAOプロジェクトの観測では、MisV1267は周期約400日のミラ型。
NSVSの光度曲線では、増光の途中でしばらく停滞するという奇妙な傾向が見られる。
MISAOプロジェクトの観測でも、停滞する傾向が見えているようだ。
Brian Skiff氏によれば、Ｈαの輝線は炭素星では珍しくないとのこと。
Brian Skiff氏はまた、MisV1267は炭素星Kiso C5-213、および輝線星VES 820と同定されることを指摘している。
John Greaves氏の研究で、NSVSのデータから、変光範囲13.5〜14.3等、周期 0.564日のRR型の変光星と判明。
John Greaves氏がNSVSのデータを調べていて、変光している可能性があることに気づいた。
吉田誠一は、この星が実際に変光しており、新しい変光星であることを、大倉信雄氏の画像を調査して確認し、MISAOプロジェクトの新変光星として発表した。
藤原務氏の観測で、変光範囲が1.9等の半規則型と判明(光度曲線)。周期は140日の可能性がある。
中島和宏氏の観測で、周期4.6050日、極大12.25等、主極小12.97等、副極小12.87等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
Patrick Wils氏の研究で、NSVSのデータから、周期1.2727日（または、その倍）のアルゴル型の食変光星と判明。
Patrick Wils氏の研究で、NSVSのデータから、周期4.24(7)日のセファイド変光星と判明。
Patrick Wils氏は、NSVSのデータでは12.6〜12.8等の範囲で変光しており、変光範囲が小さすぎてはっきりしないが、1日に2.787回の周期で変光している可能性があることを指摘した。
中島和宏氏の観測で、周期1.1205日、極大13.35等、主極小13.82等、副極小13.77等の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
2000年から2011年までの大倉信雄氏と中島洋一郎氏のサーベイでも、2003年10月19日と、2008年11月18日と、二度しか食が捉えられていない。
周期の長いアルゴル型の食変光星と思われる。
John Greaves氏の研究で、NSVSのデータから、周期170日のミラ型変光星と判明。
位置が不正確な NSV 11227 と同一の可能性がある。
NSV 11227 が赤色変光星であれば、IRAS天体またはMSX5C天体が同定候補となるが、この辺りには存在しない。
2MASS画像では、NSV 11227 から1分角の距離に3つの明るい星があり、三角形をなしている。
NSV 11227 のカタログ位置はその三角形の中心にあるので、3つのうちの1つが NSV 11227 と同定される可能性がある。
この3つの星のうちの1つが、MisV1286。
中島和宏氏の観測で、周期0.7655日、極大12.25等、極小12.78等の、こと座β型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期0.3280日、極大12.52等、極小13.25等の、W UMa型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期0.7053日、極大15.59等、極小16.37等の、W UMa型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期0.3571日、極大14.01等、極小14.85等の、W UMa型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期1.0996日、極大12.68等、極小13.15等の、こと座β型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期0.6616日、極大13.29等、極小14.18等の、こと座β型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期1.1110日、極大13.91等、極小15.27等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期1.8060日、極大14.58等、極小16.20等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期2.2002日、極大12.98等、極小13.73等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期5.2633日、極大13.61等、極小14.89等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期5.3364日、極大11.97等、極小12.50等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
楕円軌道を持つ珍しい食連星で、副極小は0.412の位相で起こっている。
Michael Sallman氏は、この星の2回の主極小(JDは2452911.80072と2453322.67412)がTASSで捉えられていることを報告している(光度曲線)。
楕円軌道の食連星：MisV1306も参照。
藤原務氏の観測で、周期220日の半規則型と判明(光度曲線)。
中島和宏氏の観測で、周期4.5899日、極大14.65等、極小16.18等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期1.28482日、極大11.90等、主極小12.70等、副極小12.12等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
2008年2月21日に宮下敦氏が主極小を捉え、暦のずれが5分以下であることを確認した
(光度曲線)。
中島和宏氏の観測と、NSVSのデータでは、約14.2等でほぼ一定。
大倉信雄氏と中島洋一郎氏の観測でも、2001年から2007年はずっと13.5〜13.8等でほぼ一定だが、2000年のみ、14等以下まで大きく減光していた。
稀に減光するRCB型かもしれない、と思われた。
加藤太一氏は、輝線天体IPHAS J034712.63+571132.6と同定。その色から、Herbig Ae/Be型の星と判明。
藤原務氏、Adolfo San Segundo氏、Esteban Reina Lorenz氏、Diego Rodriguez氏、Faustino Garcia氏の観測では、2009年から2012年までの4シーズンで、2010〜2011年のシーズンのみ、0.5等ほど明るく観測された。各シーズン中は、明らかな変光は見られなかった。
中島氏の観測と、NSVSのデータでは、振幅0.2等くらいの緩やかな変動もありそう。
中島和宏氏の観測で、周期0.53201日、極大13.85等、極小14.80等の、RRAB型の変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期4.9478日、極大13.82等、極小14.80等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期2.8610日、極大14.22等、極小14.71等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期2.8271日、極大14.40等、主極小15.10等、副極小14.80等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
中島和宏氏の観測で、周期2.6525日、極大13.74等、極小15.14等の、アルゴル型の食変光星と判明(IBVS 5700)。
MISAOプロジェクトでは、1999年9月にこの星の変光を発見したが、DV Ophから2.1分角しか離れていなかったため、DV Ophと同一と判断した[vsnet-id 111]。
だが、ASAS-3では、DV Ophの位置にある星(ASAS 165756-2411.3)の、不規則型の変光がはっきり捉えられていることが判明した。これにより、MISAOプロジェクトで発見した変光星は、新天体であることが判明した。
DV OphとMisV1333は、どちらも赤色変光星。ASAS-3では、DV Ophは12.1〜13.7等だが、MisV1333は14等以下で検出されていない。即ち、V光度では、DV Ophの方が明るい。一方、2MASSの画像では、MisV1333の方がずっと明るい。よって、MisV1333は、DV Ophよりもはるかに赤く、赤外線で強く輝いている星である。
加藤太一氏によれば、Catalina Sky Surveyのデータで、周期0.5772日の、こと座RR型（RRAB型）の変光星と判明。
加藤太一氏によれば、Catalina Sky Surveyのデータで、周期0.6338日の、こと座RR型（RRAB型）の変光星と判明。
MisV1275の連続測光観測から見つかった。
光度曲線によると、平均11.5等、変光幅0.42等の明るい不規則型。
長期的な不規則な変光だけでなく、数時間に0.1等ほどの短期的な変光も、3夜の測光で確認されている。
NSVSには2つのデータがあるが、11.60等で完全に一定。
1999年には0.1等以上の変光は捉えられていない。
よって、MisV1336は周期的な変光星ではない。
しかし、NSVSのデータは、すぐ南の同じような明るさの星との合成になっている。
Michael Richmond氏によれば、TASS Mark IVデータベースでは、Vバンド、Iバンドともに、有意な変光は見られない(光度曲線)。
平均の色は、(V-I) = 0.52。
なお、TASS Mark IVのデータも、合成光度となっている。
中島和宏氏の観測で、周期0.9202日、極大12.58等、主極小13.55等、副極小13.01等の、こと座β型(EB型)の食変光星と判明(IBVS 5700)。
MisV1317の連続測光観測から見つかった。
光度曲線によると、変光幅0.25等のSR型と思われる。
中島和宏氏の観測では、長期的な変光だけでなく、0.10等ほどの短時間変動も、3夜の連続測光で確認されている。
宮下敦氏の2008年の連続測光では、2月1日に変光幅0.3等もの顕著な短時間の変動が捉えられた。
だが、2月10日にははっきりしなくなり、
3月6日、3月18日、4月5日
には、0.1等以上の変動は捉えられなかった。
宮下敦氏の2008年から2009年にかけての多色観測では、有意な変光は捉えられなかった。
NSVSのデータでは、10.323±0.022等でほぼ一定。
Michael Richmond氏によれば、TASS Mark IVデータベースでは、Iバンドである特徴が見られるが、それ以外には明らかな変光は見られない(光度曲線)。
平均の色は、(V-I) = 0.79。
2008年3月5日の藤井貢氏の観測では、スペクトル(赤色がMisV1339)はふつうのG型星。
2009年1月9日のFabrizio Marchi氏の連続測光では、有意な短時間変動は捉えられなかった。
ミラ型変光星V2010 Cyg = LD 162に隣接した、新しいミラ型変光星。
南北に20秒角離れた、似たような明るさの二重星のうち、南側の星がV2010 Cyg、北側の星がMisV1340。
いったんは、V2010 Cygの同定が誤っていると判断して、V2010 Cygの位置改訂として報告した[vsnet-id 299]。後に、この二重星はどちらも変光星だと判断し、北側の星を新変光星として発表した。
ミラ型変光星V2010 Cygに隣接する、もう１つの新しいミラ型変光星MisV1340も参照。
藤原務氏の観測では、2012年11月から2014年1月まで、1年以上に渡って12.3等でほぼ一定光度だったが、2月には11.5等まで急増光した様子を捉えた[vsnet-alert 16920]。
NSVSのデータでは、周期約300日、元期2451370(JD)のミラ型と思われる。
NSVSのデータでは、周期は不明だが、ミラ型と思われる。
アルゴル型の食変光星。
だが、中島和宏氏の観測では、3年間の164夜の観測で、わずか2回の食しか捉えられず、めったに食が起こらない。
Sebastian Otero氏はNSVS 8483544とNSVS 8463372のデータを調査したが、これらの星はMisV1351から北と南に1分角離れた位置の星で、MisV1351とは別の星だと判明。
これらのNSVSデータから、3.69764日という周期も得られたが、エラーデータによる偽の周期と思われる。
Sebastian Otero氏によれば、TASSにもMisV1351のデータは記録されていない。
Sebastian Otero氏によれば、2MASSの色はJ-K = 0.91と、かなり赤い。
MisV1351が長周期の食変光星であれば、EA/GS型かもしれない。
すでにNSVSのデータから、Patrick Wilsによって発見され、Sebastian Oteroによって周期6.9092日のアルゴル型の食変光星と判明し、IBVS 5681にて発表されていた。
即ち、MISAOプロジェクトの新変光星ではなかった。
2001年の2ヶ月間はほぼ一定だったが、2006〜2007年の2ヶ月間の変光は長周期変動に見える。
鈴木雅之氏の観測では、11.8等(Ic)、14.6等(Rc)、17.3等(V)、<17.9等(B)と、きわめて赤い。
赤澤秀彦氏の観測でも、11.6等(Ic)、14.4等(Rc)、17.2等(V)と、きわめて赤い。
藤原務氏の観測で、変光範囲が4.2等のミラ型と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期320日のミラ型と判明(光度曲線)。
赤澤秀彦氏と大倉信雄氏の観測と、ASASSNのデータから、周期0.398132日のW UMa型(EW型)の食変光星と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、周期300日の半規則型と判明(光度曲線)。
赤澤秀彦氏と大倉信雄氏の観測と、ASASSNのデータから、周期0.246804日のW UMa型(EW型)の食変光星と判明(光度曲線)。
主極小と副極小の深さがほぼ同じ。
赤澤秀彦氏と大倉信雄氏の観測と、ASASSNのデータから、周期0.421379日のW UMa型(EW型)の食変光星と判明(光度曲線)。
藤原務氏の観測で、Rc-Vは0.5等と判明。USNO-A2.0の色は、R-Bは2.0等。よって、赤色変光星ではない。
2007年1月から2月の観測では、約20〜30日の周期が示唆される。
門田健一氏がDSS画像を調査し、大倉信雄氏と中島洋一郎氏の画像では、2つの微光星が合成されていることが判明。
北側の星は、1989年のBjバンド画像にははっきり写っているが、1952年と1954年のBバンド画像には写っていない。
1989年から1993年にかけてのDSS画像と、USNO-B1.0のデータでは、固有運動は見られない。
よって、北側の星がMisV1376で、赤色変光星だと思われる。
Patrick Wils氏がNSVSのデータを解析して、周期1.1609日のEA型と判明。
Patrick Wils氏から、Wils P., Lloyd C., Bernhard K.によって発見済みであることを指摘された(MNRAS 368, 1757)。
周期は0.902日ではなく、0.47414日のRRAB型。
Patrick Wils氏がNSVSのデータを解析して、周期0.3406日のEW型と判明。
中島和宏氏の観測により、周期の精度が向上した(0.340533日)。
Patrick Wils氏がNSVSのデータを解析して、周期0.2628日のEW型と判明。
中島和宏氏の観測により、周期の精度が向上した(0.263002日)。
USNO-A2.0の色は、B-R = -0.4等。
DSSのIバンド、Rバンド、Bjバンドの画像をRGB合成した画像でも、たいへん青い星と思われた。
MISAOプロジェクトの観測では、１夜しか減光しておらず、それ以外はほぼ一定。
NSVSのライトカーブでも、ほぼ一定だが、不規則な微小変動を起こしているようにも見える。
だが、Arne Henden氏の調査で、TASSの色は (V-Ic) = 0.41、Tychoの色は (B-V) = 0.275、2MASSの色は J=10.704, H=10.662, K=10.592 で、それほど青くないことが判明。
赤澤秀彦氏と大倉信雄氏の観測と、ASASSNのデータを合わせて、MisV1424の位相図が得られた(光度曲線)。
主極小と副極小の深さがほぼ同じ。
Stefan Huemmerich氏によれば、Catalina Sky Surveyのデータで、周期0.57889日、変光範囲15.20〜15.90等(CV)の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明。
Stefan Huemmerich氏、Klaus Bernhard氏、Sebastian Otero氏によれば、Catalina Sky Surveyのデータで、周期0.393231日、変光範囲15.45〜16.20等(V)の、アルゴル型(EA型)の食変光星と判明
(光度曲線、
位相曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏は、光度曲線の形から、彩層の活動が捉えられた可能性を指摘している。
赤澤秀彦氏と大倉信雄氏の観測と、ASASSNのデータから、周期0.772402日、変光範囲12.12〜12.55等(V)の、W UMa型(EW型)の食変光星と判明(光度曲線)。
Stefan Huemmerich氏とKlaus Bernhard氏によれば、LINEARとCatalina Sky Surveyのデータで、周期0.4629日、変光範囲14.35〜14.90等(CV)の、彩層の活動を伴うアルゴル型(EA/RS型)の食変光星と判明。
長周期の黒点によると思われる、長期的な変光が見られる
(光度曲線、
位相曲線)。
Stefan Huemmerich氏によれば、Catalina Sky Surveyのデータで、周期0.32119日、変光範囲14.7〜15.6等(V)の、W UMa型(EW型)の食変光星と判明
(光度曲線)。
クエーサーQSO B0133+47が、2007年11月に14等まで明るくなっているのを発見。
カタログには18〜19等と記載されており、可視光でも劇的に明るさを変える「可視激変光クエーサー」(optically violently variable QSO) であると判明。
京都大学の加藤太一氏によれば、これほど大きく明るさを変えるものは珍しい。
電波では良く観測されていたが、可視光での観測はあまりなく、これほど明るくなることも、これまでは知られていなかった。
70億光年の彼方にあり、この距離で14等というのは、凄まじい明るさ。
DSS画像では、1992年まではずっと18等前後と暗いが、1993年と1995年の二度、小規模なバーストが起きていた。
MISAOプロジェクトの2007年11月の観測では、DSSのどの乾板よりもはるかに明るい。
John Greaves氏の調査では、UCAC2とCMC14に、14.3等と15.0等と明るく記載されている。これらは2002年の観測。
Reinder J. Bouma氏は、Skymorphのアーカイブから、2002年9月24日に15.0等の明るさで撮影されていることを発見。
1992年以前の画像では、18等より明るい記録が見つかっておらず、1995年以降では、つねに17等より明るく記録されているので、最近になってかなり活発になってきたのかもしれない。
John Greaves氏によれば、2008年11月には、メキシコの I.N.A.O.E. (Instituto Nacional de Astrofi'sica, Optica y Electro'nica) によって、赤外線でのフレアが捉えられた(ATel #1874)。
2010年には再び18〜19等と、極めて暗い状態に戻った。Esteban Reina Lorenz氏の観測では、2010年11月に19.18等と、史上もっとも暗くなった。
クエーサー QSO B0133+47 の劇的な変光を発見も参照。
MISAOプロジェクトで捉えた、もう1つの劇的に明るさを変えるクエーサー。
だが、こちらは既知だった。
MisV番号を付けてしまったが、これは新発見では無かった。
MISAOプロジェクトで捉えた2007年のバーストは、すでにStefan Karge氏によって報告済み[vsnet-alert 9356]で、Karge, S., 2007, The Astronomer, Vol. 44, No 520, 100にまとめられていた。
Reinder J. Bouma氏は、Skymorphのアーカイブを調査し、1997年、2002年、2003年の画像から明らかな変光を確認した。
Discovery of Another Optically Violently Variable Quasar 4C 09.57も参照。
吉田誠一、Patrick Wils氏、加藤太一氏により、Ｈα輝線天体HBHA 50-20 = IPHAS J205050.39+445011.7と同定。
吉田誠一の調査では、2MASSのJバンドでは、ノーフィルターCCD画像より暗い。だが、色はかなり赤く、Ksバンドでは明るい。
加藤太一氏は、この天体が星生成領域SFR G85.49-1.00にあることを指摘。T Tau型の変光星（INSB型か?）と思われる。
Diego Rodriguez氏とAdolfo San Segundo Delgado氏の観測では、V-Rは1.6等と、かなり赤い。
2009年には3ヶ月で14.69等から17.26等まで、2010年には1ヶ月半で15.24等から17.28等まで急減光した。
2011年には14.66等まで急激に増光し、過去最大の明るさに迫っている。
2011年11月16日の赤澤秀彦氏の連続測光では、短時間の変光が捉えられた。
MisV1441 Images and Observationsも参照。
新しい食変光星。
吉田誠一は、この星がLONEOS Photometry File "loneos.phot" に、下記の通りに載っていることを発見。
12.95(Ic) 13.57(Rc) 14.22(V) 15.28(B)
B-V=1.06 V-R=0.65 V-I=1.27
Diego Rodriguez氏、Esteban Reina Lorenz氏、Miguel Rodriguez Marco氏、Faustino Garcia氏、Adolfo San Segundo氏の観測で、2010年10月6日、10月16日、11月4日、12月18日に食が捉えられ、短周期の食変光星と判明した。
2011年1月8日の画像から、14等の明るさで発見した矮新星。
Stanislav Korotkiy氏とKirill Sokolovsky氏の画像では、1月2日に12.8等の明るさで写っていた。
MISAOプロジェクトでは、爆発から約1週間が過ぎ、約2等も暗くなった時点で発見したことが判明した。
プラスケット望遠鏡と、新井彰氏によるスペクトル観測で、矮新星の爆発と確認された。
門田健一氏とBrian Skiff氏の調査で、爆発前の天体は、20.5等の青い星と判明した。
2011年2月3日に、Adolfo San Segundo氏が15.32等までの再増光を捉えた。
この矮新星は、CBET 2633で発表された。
オリオン座に明るい矮新星を発見：MisV1443も参照。
DSSでは、赤外線よりも青乾板の方が明るく写っていたが、新井彰氏の分光観測で、ミラ型と判明。
POSS2 の青乾板は極大、POSS2 の赤外乾板は極小で撮影されたと思われる。
ミラ型新変光星MisV1444の発見経緯も参照。
中島洋一郎氏の2011年12月17日のサーベイ画像にて、わずか4分の間に、16.8等以下から14.7等まで、2等級以上も急激に増光する様子を捉えた。
恒星のフレアが起きた瞬間を捉えた可能性がある。
近距離の赤色矮星で大きなフレアが見られることがあるが、USNO-B1.0では固有運動量は捉えられていない。
フレアが起きた瞬間を捉えた!?：MisV1445も参照。
2012年1月5日の中島洋一郎氏のサーベイ画像から発見した、14.1等の明るい新天体。
X線天体1RXS J074112.2-094529のバーストと思われる。
X線天体のバーストを捉えた：MisV1446も参照。
2017年3月20日に、ASAS-SNが新しいバーストを14.69等で捉えた[vsnet-alert 20807]。
3月23日には、17.12等以下まで減光しました[vsnet-alert 20813]。
2018年10月23日に、前田豊氏が新しいバーストを13.9等で捉えた[vsnet-alert 22647]。
鹿児島県の向井優氏が発見した、初めての新天体。
中島洋一郎氏の邑久サーベイと、高尾明氏によって、変光が確認された。
CCDカメラの赤外線の感度の違いによって、測定光度に大きな差が生じている。
Patrick Wils氏とJohn Greaves氏は、この星の変光は既にNSVSのデータからMartin Nicholson氏によって発見されており、AAVSO VSXの変光星データベースに登録されていたことを指摘した。
NSVSの位置は、R.A. 05h57m39s.25, Decl. +08o49'57".61 で、これは、北側の11等星(GSC 0716-01435)と、南側の変光星の、ほぼ中央。
MISAOプロジェクトの観測で、南側のGSC 0716-01707が変光していることが判明したが、変光星としては既知であった。
2012年5月27日の画像から、13.4等の明るさで発見した矮新星。
吉田誠一が発見したのは6月8日で、すでに撮影から2週間が過ぎていたが、Denis Denisenko氏によって、MASTERロボット望遠鏡で5月13日に12等の明るさで写っていたことが分かり、確認された。
2014年4月23日の画像から、15等の明るさで発見した、激変星らしき新天体[vsnet-alert 17303]。
吉田誠一が発見したのは5月18日で、すでに撮影から1ヶ月が過ぎており、確認できなかった
（竹下和之氏の5月18日の画像、
村松利一氏の6月1日の画像）。
加藤太一氏によれば、2017年5月17日に、ASAS-SNのデータで、14.5等まで再増光した[vsnet-chat 8244]。
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