門 正博

本短期大学部の2005年度入学生と2006年度以降入学生の間に情報処理能力に差があることが認められた。学生の情報処理科目の履修状況や活用能力の変化を分析し、情報処理教育のあり方について考察した。

約34年周期で変動する、Be-Shell星プレオネは新しい活動周期にはいった。34年前と比較しながら最新の知見を発表した。

論集36号で報告した調査結果に大阪府下2市のデータを加えて３市における学校給食で給与される脂肪量、脂肪酸組成，コレステロール量を調査し、その適否について検討した。前回の結果とほぼ同じ結果が得られた｡主食をご飯中心にするなどして給与脂肪量をまず減らすこと、次に、脂肪組成について検討することが重要と考えられる。

大阪府下のある市での小学校中学年の給食献立から，脂肪，コレステロールなどの給与量を算出し，その量とバランスについて考察した。脂肪，飽和脂肪酸の給与量が多すぎること，脂肪酸の飽和脂肪酸，（一価，多価）不飽和脂肪酸のバランスが悪いことなどが分かった｡コレステロール値もやや高いが，脂肪量とのかねあいで調節できる。また，主食がご飯である場合では，パンの場合と比べ脂肪エネルギー量が少ないなど，改善に向けての手がかりも得られた｡

美星天文台でのB型輝線星のCCD分光観測の現状と問題点について論じた。現在得られている観測データの紹介と，以下の4つの問題点についてその解決法をまとめた。①波長分解能の低さ②受光量の，特に短波長領域での決定の難しさ。③受光光線波長の決定精度。④一度に観測できる波長領域の制限。どれも改善に要する手間と，得られる利益との調整を必要とする。

Phi Persei is a well-known spectroscopic Be binary where the Be phenomena are well synchronized with its orbital phase, Its binary model has so far been based on velocity curves at the double peaks of emission lines or the center of shell absorption lines. High signal-noise-ratio spectroscopic observations suggest the existence of quadruple peak structure in emission lines. If it is true, the emission envelope should have double ring structure, one is inside the Roche Lobe, and the other is outside. Numerical solutions of the restricted three-body problem for envelope particles have been carried out and it is shown that two stable rings exist in and outside the Roche lobe. Comparison between the results of calculation and the observed velocity curves lead to the binary mass model which is less than those of current models.

φPerは，Be現象が連星周期と良い一致を示す珍しい例となっている。これまでの観測データの解析で，ややもすると見逃されてきた，バルマー線輝線輪郭などに見られる微細構想に焦点を当てて，外層大気の複雑な構造を見つける試みを行った｡輝線輪郭に見られる4重ピークを解析した結果，輝線形成領域がロッシュ半径の内外に分かれて存在する可能性があることを示す｡連星周期との再現性が良いので，時間をかけて観測できることから，これからの美星天文台での観測目標として適している｡

We consider the formation of the Balmer emission lines and the decrement H alpha/H beta/H gamma, by solving the non-LTE problems in elementary regions of the envelope divided by equal line-of-sight velocities. These envelope-elements are characterized by different optical depths in the Balmer lines and by different dilution factors for the incident stellar radiation. It is shown that the decrements sensitively depend on these parameters of the envelope-elements. We show that the observed spectral-type dependence and large scatter of the decrements among Be stars can be explained in terms of the variation of these physical parameters.

Ｂｅ星外層大気での輝線形成について計算を行った。円柱状円盤を仮定して回転速度場，密度などをパラメータ化する。放射場は，水素原子に７準位近似による非平衡解を採用する｡光学的厚みや速度場による外層大気の相互作用や中心星による照射を考慮して，解析解を与え，各パラメータごとに数値計算を行う。最終的には，大気中のすべての場所でのパラメータに対する計算結果を求め積分しなければならないが，ここでは代表的なパラメータ値に対する計算結果を示し、輝線強度や強度比の観測地と比べた。

Based on a series of Coude spectra taken with the 188-cm reflector of the Okayama Astrophysical Observatory over an interval of 18 yr, the spectroscopic behavior in the Balmer and He I lambda3888 lines of the binary Be star phi Per (orbital period of 126.696 d) is presented. We have confirmed the following phenomena: (1) the V/R ratio (intensity ratio of violet to red peaks of the double-peaked emission lines) varies synchronously with the binary phase, and its amplitude is about 2; (2) the shell absorption lines become very strong at a phase of around 0.1; (3) there is a remarkable hump in the radial velocity curve of the shell lines near to phases of 0.4 to 0.6; and (4) the peak separations of the emission lines do not vary with the phase, but remain constant. It seems difficult to represent the phi Per phenomena sited above with the simple envelope models which have so far been adopted for many Be stars. The difficulties are pointed out for the axisymmetric rotating-pulsating envelope model and the elliptic disk model with apsidal motion. The formation of a high-density region around the primary is required for the appearance of a strong shell at a particular phase. The hump in the radial-velocity curves requires that the envelope around the primary should be elongated perpendicular to the binary axis. Using the peak separations of the Balmer emission lines, a large extension of the envelope which overflows the Roche lobe of the primary was estimated. This infers that an envelope really extends beyond the Roche lobe and thus may be a very complicated one, or that the binary parameters so far adopted (20 M. and 4 M.) are not reliable. The possibility of less massive binary parameters is suggested.

連星系を作るBe星では，星の周りのガス領域が，中心星からの質量放出によるのか，伴星からの質量流入によるのかが問題になっている。ここでは，この問題を考える上で重要と思われるガス領域の大きさと，連星系でのロッシュ半径とを比べてみた。φPer，ζTau，HR2142，4 Her について調べてみると，φPerを除いて，ロッシュ半径内に収まることが分かった。φPerについては，星の質量等に問題が残っているようであるが，ロッシュ半径を超えてガス領域が拡がっているようである。

ζTau 星は，1955年頃から，輝線強度比や視線速度に準周期的な変化を示し始めた。それまでは，視線速度の変化は見られなかった。輝線強度比や視線速度のデータは連動した変動を示す。今回，我々の観測データで，1970年後半で，かなり大きな変動を示したことが分かった。その後，1980年代に入ると，すべての変動の幅が小さくなって，1984年頃には，変動が終わり，1950年以前の状態に戻ったのではないかと思われる兆候を見いだした。

岡山天体物理観測所での約15年に渡る観測データを解析した。視線速度等すでに出版されているデータとの一致を確認した。さらに，輝線等価幅，輝線ピークの速度差，半値幅等を測定し，外層大気のいくつかの物理量を求めた。これらの物理量の変化を説明するには，現在提案されている２つのモデル，非対称楕円ディスクモデルと，軸対称脈動ディスクモデルとでは，前者の方が有利であると結論づけられる。

岡山天体物理観測所での約20年に渡る観測データをもとに，φPer 星の外層大気のモデルを考察した。視線速度，吸収線・輝線強度などの観測データは，連星周期に同期した変動を示すことが確認された。また，これらのデータより外層大気の半径，質量などを求めた。外層大気の半径について，連星系内では，安定に存在できない大きさであることが示された。さらに，吸収線・輝線輪郭が細かい構造を持つらしいことが認められた。

Be 星の Ｈα 輝線は，中心星の周りにある高速回転するガス円盤で形成される。ここでは，円筒状のガス領域を仮定し，各位置での速度場と輝度分布を仮定し，輝線輪郭を計算した。ガス円盤の形状を決めるパラメータと速度場，輝度分布を決めるパラメータとを選ぶことで，観測されている輝線輪郭を再現できる。これらのパラメータの組み合わせのうち物理的に有効であると判定されるものを考察することで，ガス円盤の性質を調べる方法を試みた。

1968年に始まる，岡山天体物理観測所でのBe星の観測データの状況をまとめた。高分散観測と低分散観測のそれぞれについて， Be星について得られているデータと解析の状況などを整理して報告した。 さらに中心星や，外層大気などについて詳しい情報を得るために必要な，高分散，高S/N 比観測が求められ，進められている状況を考え，これからの課題や，観測者としての希望などを述べた。

Ｏ型星と，ＷＲ星の連星からなるV444 Cygについて，HeⅡ（4686Å）線の輝線輪郭を連星周期（4.2 日）に渡って観測し，解析を行った。連星による食の効果も考慮した，星とその周りの拡がった大気から発すると予想される成分を計算して観測データからひくと，弱い成分が残る。この成分の視線速度の変化から，これが，ＷＲ星からＯ型星へのガスの流れに起因すると予想される。

48 Lib（高速で自転する星の赤道面上に存在するとされるガス円盤に起因する吸収線と輝線が特徴）の約20年に渡る観測データを解析した。まず，中心星の物理量（温度，重量，半径など）を求めた。輝線および吸収線の視線速度や強度の変化を調べ，ガス円盤の物理量（大きさ，密度など）を求めた。その結果，ガス円盤は，少なくとも２層の物理量の異なる領域からなり，これらの領域の形状が変化することで，観測量の変動が説明できる可能性を示した。

修士論文の内容をまとめたもの弱ヘリウム星と分類される 20 Tauri 星について，その大気の物理量と化学組成を求めた。最新の大気モデル計算との比較により，これまで考えられていたよりも低温の星であり，弱ヘリウム星の中でも最も低温の星であることが結論付けられた。金属量についても，これまで知られている弱ヘリウム星の特徴とは異なり，むしろ別の金属量異常を示す「Mn-Hg 」星に似た特徴を示すことが分かった。