M31 バルジで見つかった WeCAPP 計画で見つかった変光星のカタログを報告する。
WeCAPP マイクロレンズイング観測は R, I バンドで 2000 - 2003 の間行われた。
各晩毎に画像を重ねてその晩の像とし、差分法(Tommaney/Crotts 1996, Alard/Lupton
1998) で変光を検出した。そのため、周期が 1.3 日より短い RR Lyr のような
短周期変光星は検出されない。super-pixel method (Baillon et al 1993) は取らな
かった。
16.1' × 16.6' 領域に 23781 個の変光星が検出された。カタログには、位置、
周期、R, I での振幅が含まれる。変光星は 周期ー振幅平面上の位置で分類された。
図１．観測はWendelstein 天文台 0.8 m 鏡（独）と Calar Alto 天文台 1.23 m 鏡（西）で行われた。変光星の存在領域は RA(2000)[00h43m25.0s, 00h41m59.9s], Dec(2000)[41°08'00.1", 41°24'18.0"] である。
図３．データ処理のフローティングチャート。
図６．レベルＡ天体（観測回数が50回より多い）の観測回数分布。一番少ない 観測数ピークは領域２，４、次のピークが領域３、最も多い回数は領域１。
図８．北半分と南半分での変光星数の距離変化。青線＝北側。赤線＝南側。 南北の差は明らかで、北側で減光が大きいためである。中心付近で数が 減るのは混雑による検出不完全性のためである。
(領域毎の観測数の差によるカットの影響は？)
３つのグループが見分けられ、最初の二つはセファイド的な変光星で、グループＩは
種族Ｉセファイド、グループＩＩはタイプＩＩセファイドと RV Tauri 星である。
第３グループは様々な LPV からなる。 37 RV Tauri 星、11 RV Tauri 候補星が
含まれ、このタイプの星としては最大のリストである。
分類方法は変光曲線のフーリエ成分分解で補助された。我々のデータは
古典セファイド、タイプセファイド、 RV Tau 星はフーリエ計数 Φ21,
と Φ31 の間に相関がある。X - 線の変光星カタログ Kaaret 2002
と 23 星、Kong et al 2002 とは 21 星が一致した。内 8, 12 個は球状星団である。
検出された変光星の分布は明らかに非対称である。この非対称性は渦状腕がバルジに
掛かっているためである。その部分では変光星数が 60 % 減少する。
図２．４領域での観測夜の分布。
図４．25,000 以上の変光星の χ2 - フレームの 1' × 1' 像。丸は SExtractor による検出箇所。大部分は初検出で、ミラ型や ＳＲ型の変光星である。
図５．WeCAPP 変光星の パワースペクトル PN(ω) の二例。 上はセファイドの周期図。下はＬＰＶ.
図７．（上）食連星候補 31 天体の周期分布。７個の半分離型連星は短周期 である。（下）半分離型連星の R-バンド変光曲線の例。
図１０． R バンド減光マップ。白=高減光。R-バンド減光値は V-, R- バンド 画像（Massey et al 2001 LGS サーベイ）から得た。青丸＝カタログの変光星。 中心部では LSG 画像のサチュレーションのため減光が計算できなかった。
図９．100 × 100 ピクセル(50"×50")内の全変光星から作った 数密度。等高線レベルは 1, 2, 3, 4, 5 × 10-2 arcsec -2 。渦状腕がはっきり見える。ダストレーンの減光のため、 数密度は 60 % に落ち込んでいる。中心付近ではサチュレーション効果のため 密度が低下している。
図１２．R-バンド周期振幅関係。ベガ等級を採用した。縦軸はフラックス 変化を反映した値で等級差と異なる点に注意。黒線で区切った３つの集団 が見える。左から、集合１（黒点=種族Ｉセファイド）、集合２（青点＝ タイプ II セファイド + 赤点＝ RV Tau + マゼンタ＝ RV Tau 候補 + 緑点＝ SR ）、集合３（ＬＰＶ）である。
図１４．ビートセファイドの R-バンドパワースペクトル。二つのピークは 1.7330 日と 2.3515 日。
図１６．種族 I セファイドの周期分布。
図１８． 集合３、LPV の周期分布。（上）クラス i 規則的及び半規則的 （信頼性レベル P(>z) < 10-20 in R and I）変光星。 （下）クラス ii （信頼性レベル P(>z) ≥ 10-20 in R and I）不規則変光星。信頼性レベルでカットされた不規則変光星のみ を示した。不規則型とされた変光星の周期は精度が低いことに注意。しかし、 不規則変光星の周期が規則変光星より短いことは判る。
図１１．理論的な LPV 分布予想 (Renzini 1998)。Kent 1989 のバルジ分解に 基づく。青枠は WeCAPP 観測領域。等高線は 0.01, 0.02, 0.03, 0.04, 0.05, 0.1, 0.5, 1, 5, 10 星 arcsec-2。 ( そんなにない！) 赤線＝ 0.5 arcsec-2。
図１３．種族 I セファイドの振幅比 R21 = A2 /A1 （上）と位相差 Φ21 = Φ2 - 2Φ1 （下）を周期に対しプロットした。 R21, Φ21 共に周期が共鳴 P2/P1 = 0.5 に近づくと低下することに注意。R21 から 黒丸＝ 29 星が基本 モード振動、バツ＝ 2 星が倍音振動に分類された。一つのセファイドは位相差 図上で基本モード系列から外れている。この星は Beaulieu et al 1995 に 従い、中間タイプ（白丸）に分類した。ビートセファイド候補はアステリスク にした。
図１５． R-バンド位相差、Φij = Φi - jΦj とした時、Φ31 と Φ21 の関係。黒＝種族 I セファイド。青＝タイプ II セファイド。赤＝ RV Tau。 マゼンタ丸＝ RV Tau 候補。緑＝ Alcock et al 1998 によるマゼラン雲の タイプ II も WeCAPP 系列の上に来る。古典セファイドは二つのパラメター 間にはっきりした相関を示す。しかし、タイプ II セファイドも RV Tau も やはり良い相関を示す。RV Tau とタイプ II セファイドの系列は重なり、 RV Tau 系列がセファイド II 系列の延長にある。これはこの２種類の変光星の 間に深い関係があることを示唆する。
図１７． 集合 II 星の周期分布。青＝タイプ II セファイド。赤＝ RV Tau. マゼンタ＝ RV Tau 候補。緑＝ SR 型星。
図１９． （左）(R - I) variation color と R-バンド variation magnitude の関係。(意味不明)。 色の意味は図１２と同じ。
（右）variation color と周期の関係。
図２０．集合１の δCepheid 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。
図２２．．集合２の RV Tau 型星 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。
図２４．集合３の LPV 星 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。データの一致を示すため、Calar Alto(赤）と Wendelstein (黒)を分けて示した。
図２６．集合３の 不規則変光星の 変光曲線。
図２８．新星の変光曲線。
図２１．図．集合２の タイプII Cepheid 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。
図２３．集合２の SR 型星 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。
図２５．集合３の LPV 星 変光曲線。（上の二つ）R-バンド。（下の 二つ） I-バンド。周期毎に振幅が変わる例。
図２７．R CBr 型星の変光曲線。