The Bulletin of The Korean Astronomical Society (천문학회보)
The Korean Astronomical Society (KAS)
- Semi Annual
- /
- 1226-2692(pISSN)
Domain
- Earth Science(Earth/Atmosphere/Marine/Astronomy) > Astronomy
Volume 36 Issue 1
-
조선조 세종대는 천문과학기술의 전성기였다. 세종 자신도 천문학에 밝았던 데다 유교적 정치이념을 구현하기 위한 국책 사업의 성격이 강했기 때문에 조선조의 천문학은 세계적 수준으로 발돋움하였다. 이것은 고려시대부터 축적된 천문과학기술과 창조적 재능을 지닌 많은 과학기술자들이 있었기 때문에 가능했다. 1432년 세종이 천문의기 제작을 명한 지 6년만인 1438년에 각종 관측기기를 완비한 천문대인 간의대가 완성되었다. 당대로서는 세계 최대 규모로 인정받고 있는 거대한 종합 천문대인 간의대의 주변에는 혼천의, 혼상, 규표 등 다양한 천문 관측기기를 설치하였다. 규표로는 24기를 정밀하게 측정할 수 있었고, 각종 해시계로는 한양의 정확한 시간을 잴 수 있었다. 해와 별을 관측하여 낮과 밤의 시간을 측정하는 일성정시의와 천체 관측기기인 소간의 등 다양한 관측의기들이 독창적으로 창제되었다. 아쉽게도 세종대에 제작한 천문의기들 가운데 현존하는 유물은 한 점도 남아 있지 않다. 당시 천문유물은 사라져버렸지만 문헌을 통해 세종시대 각종 천문 관측의기의 복원 연구를 통해 설계와 복원을 수행하였다. 천문의기 복원(復元)은 모형(模型)을 만드는 것이 아니므로 자재와 공법들은 전통적인 방식으로 제작하여야 한다. 각 부품들이 계시기(計時器)로서 정확히 작동하도록 복원하려면 정교하게 제작하여야만 한다. 뿐만 아니라 천문의기들은 왕궁(王宮)에서 사용한 것으로 외형적으로 왕권을 상징하는 용(龍)의 형상과 화려한 문양으로 장식되어 있기 때문에 복원 과정에서 예술적인 면도 신중히 고려하여야 한다. 여기서는 지금까지 복원한 조선의 각종 천문의기의 구조와 기능 및 복원 과정의 주요 내용을 소개하고자 한다.
-
일본에서 발행한 1885년부터 1945년까지의 역서를 같은 기간 동안 한국에서 발행한 역서에 대한 선행 연구 결과와 비교 분석하였다. 이 무렵 한국에서는 갑오개혁(1894), 태양력 시행(1896), 일제 강점기(1910-1945) 등의 많은 역사적 사건들로 인하여 역서 발간 업무를 담당하던 기관과 역서의 내용에 있어서도 여러 가지 변화가 있었다. 반면 일본에서는 메이지유신(1868) 이후인 1873년부터 태양력을 시행하였으며, 1888년에는 동경제국대학 부속 동경천문대가 설립되어 1890년부터 역서 자료를 편찬했었다. 특히 비교 기간 동안 일본에서는 '본력(本曆)'과 본력의 중요한 내용만을 수록한 '약본력(略本曆)'이라는 두 종류의 역서가 발행되었으며, 이 연구에서는 약본력을 주로 사용하였다. 수집한 자료를 가지고 한국과 일본에서의 역서 발행 기관, 표준자오선의 변경, 일력계산의 기준위치 등에 대한 비교 연구한 결과를 제시하고자 한다. 아울러 몇몇 연도에 대해서는 두 나라 역서에 게재된 일력자료를 상호 비교 하였고, 특히 합삭시각에 대해서는 현대 계산 결과와도 비교하였다.
-
파묻힌 성단 NGC1333은 광학영역에서는 성운이 별을 가리고 있어서 관측 연구가 힘든 천체이다. 이 연구에서는 광학영역이 아닌 근적외선영역의 관측 자료를 이용하여 NGC1333 내 전주계열(pre-main sequence) 변광성을 찾아내었다. 관측 자료는 2005년11월부터 2007년 10월까지 미국 버지니아대학 Fan mountain 관측소의 31인치 반사망원경에 부착된 근적외선 카메라 Fancam에서 얻어졌다. Stetson 변광 지수(Stetson, 1996)를 이용해 변광 여부를 정하였다. 별 탄생 지역에서의 등연령곡선 모형을 적용한 색-등급도를 그리고 등연령곡선과 소광 현상 보정을 이용해 각 별들의 질량을 추정하였다.
-
상대적으로 온도가 낮은 태양계 천체의 적외선 분광관측 자료는 행성대기의 구성성분, 온도 분포와 haze및 구름을 포함한 대기의 수직구조에 대한 연구를 수행하는 기본이 된다. 외국 망원경의 관측자료에 의존했던 거대 행성 및 타이탄의 적외선 분광자료를 IGRINS를 통해 자체적으로 획득한 자료는 행성대기 연구를 주도적으로 진행할 수 있다는 점에서 큰 의미가 있다. 특히 목성, 토성, 타이탄 대기의K-band(2.0-2.45mm), H-band(1.45-1.80mm) 고분산 분광자료는 기존의 저분산 분광 관측 결과 또는 다른 파장대의 관측 결과와의 비교도 의미가 있을 것으로 기대한다. 그리고 IGRINS의 고 분해능을 이용하면 지구대기에 의해 지상관측이 쉽지 않은
$2.4-2.45{\mu}m$ 파장대에서 지구 흡수선 사이로 도플러 이동되어 들어오는 행성의 분광 자료를 얻을 수 있을 것으로 예상된다. 이에 따라 우리는 IGRINS를 이용한 태양계 행성관측의 시나리오를 마련하고자 한다. -
Jeong, Woong-Seob;Matsumoto, Toshio;Lee, Dae-Hee;Ree, Chang-Hee;Park, Young-Sik;Moon, Bong-Kon;Park, Sung-Joon;Pyo, Jeong-Hyun;Han, Won-Yong;Lee, Hyung-Mok;Im, Myung-Shin;Koo, Bon-Chul;Ishiguro, Masateru;Woo, Jong-Hak 76
The SPICA (SPace Infrared Telescope for Cosmology & Astrophysics) project is a next-generation astronomical mission optimized for mid- and far-infrared observation with a cryogenically cooled 3m-class telescope. Due to its high angular resolution and unprecedented sensitivity, SPICA will enable us to resolve many key issues from the star-formation history of the universe to the planetary formation. As an international collaboration, KASI proposed the near-infrared instrument which is composed of two parts; (1) science observation with the capability of imaging and spectroscopy covering$0.7{\mu}m$ to$5{\mu}m$ (FPC-S) (2) fine guiding to stabilize and improve the attitude (FPC-G). Here, we present the current status of SPICA/FPC. -
이 연구는 일종의 비형식 교육기관인, 과학관 전시물의 배열과 설명문의 구조에 대한 논증적 접근을 목표로 하고 있다. 그러한 접근을 통하여 서대문 자연사 과학관 전시물 배열의 문제점과 새로운 전시물 배열방식을 제안한다. 이를 위해 첫째, 우리는 논증을 바탕으로 전시물 배열의 거시와 미시적 관점의 점검 기준을 설정하였다. 이 분석 결과를 바탕으로 서대문 자연사 박물관 지구의 탄생분야의 전시의 배열에 대한 개선점을 제안한다. 분석은 Booth 등(2008)의 논증에 기초하여 공룡은 다른 동물들에 비해서 어떻게 그렇게 번창하였는가? 그 이유는 무엇인가? 무엇이 이 주장과 이유를 지지하는 증거인가? 질문들을 다루었다. 따라서 이러한 논증 식 전시물 배열이 서대문 자연사 박물관 전시 배열에 도입된다면 더 좋은 전시 효과를 얻을 수 있다고 결론 짓는다.
-
삼국사기, 증보문헌비고 등에 기록된 신라의 천문관측기록 142건을 분석하였다. 두드러진 특징으로는, 첨성대가 만들어지기 전에는 100년당 평균 7건의 기록을 남긴 반면 첨성대가 만들어진 후부터 신라가 멸망할 때까지는 100년당 평균 33건의 천문관측기록을 남겼다는 것이다. 또한 첨성대가 만들어지기 전의 기록들은 주로 일식과 혜성 등 체계적인 관측을 하지 않아도 알 수 있는 현상들이 대부분인데 반해 첨성대가 만들어진 이후부터 유성이나 행성 현상 등 전문적인 천문학자들에 의한 체계적인 관측이 필요한 현상의 기록이 더 많다는 특징도 있다. 특히 유성 기록의 경우 첨성대가 만들어진 이후부터는 나타나고 사라진 천구상의 위치를 구체적으로 기록하고 있다는 특징도 보인다. 이는 특정한 곳에서 매일 밤 체계적으로 천문관측이 이루어졌음을 의미한다. 게다가 647년, 673년, 710년, 768년에 관측된 유성은 떨어진 위치를 정확히 기록하고 있는데, 각각 월성, 황룡사와 월성 사이, 삼랑사 북쪽, 황룡사 남쪽이다. 이 위치들이 대략 타원 상에 있는 것으로 봐서 그 타원 영역 안에서 관측이 이루어졌을 것으로 추정된다. 그리고 그 타원 영역 안에 첨성대가 있다는 것은 첨성대에서 관측이 이루어졌을 가능성이 매우 높음을 시사한다. 특히 673년의 기록은 다른 유성 기록에 비해 떨어진 위치가 더 구체적인데, 이는 유성이 떨어진 위치와 비교적 가까운 곳에서 관측이 이루어졌을 것이라 짐작할 수 있다. 실제 첨성대의 위치가 그곳에 가깝다는 점에서 첨성대에서 이들 유성을 관측했을 거라는 강한 가능성을 제시하고 있다.
-
13C이후 동아시아에서는 대규모의 천문관측시설들이 건설되었다. 중국 원대(元代) 북경(北京)에는 사천대(司天臺, 1276)라는 천문대가 축조되었다. 이 천문대 위에는 간의, 앙의, 규표를 비롯한 다양한 천문의기가 사용되었다. 명대(明代)에는 사천대의 자리에 관성대(觀星臺, 1442)가 만들어진다. 이후 관성대는 청대(淸代)에 관상대(觀象臺, 현재 古觀象臺로 불림)로 이름이 변화되었다. 관상대 위에는 청대에 제작한 8종의 천문의기가 남아 있다. 원대 등봉(登封)에도 대규모 천문대인 관성대(觀星臺)가 축조되었다. 현재 등봉에는 관성대와 40척 규표(圭表)가 남아있다. 조선에서는 1433년 간의대(簡儀臺)가 건설되었다. 간위대 위에는 간의(簡儀)와 정방안(正方案)을 설치하였다. 간의대 주변에는 보루각(報漏閣, 자격루 운영)과 흠경각(欽敬閣, 옥루 운영)이 위치해 있고, 다양한 천문관측기기가 설치되었다. 임진왜란을 거치면서 간의대 주변의 천문시설들은 대부분 파괴되었다. 이후 일부 관측기기가 새롭게 복원되었지만 조선 초기의 운영 형태는 불가능하게 되었다. 그런데, 간의대는 조선 후기까지 천문관측대로서의 위상을 유지하였다. 간의대 위에 놓여진 관측기기에 대한 뚜렷한 언급은 없었지만 천상의 이치를 논하거나 세종의 공덕을 기리는 공간으로 활용되었다. 우리는 간의대 문헌자료를 분석하고, 중국에 남아있는 천문대 유적을 조사하여 간의대 복원을 위한 기초연구를 수행하였다.
-
우리는 조선시대에 제작된 소규표의 크기와 설치 위치에 관한 연구를 수행하였다. <세종실록>의 기록에 의하면 40척의 규표(이하 대규표)는 1432년(세종 14)과 1437년(세종 19) 사이에 제작되어 간의대 서쪽 옆에 세웠다는 사실은 잘 알려져 있다. 반면 소규표에 대해서는 그동안 잘 알려진 바가 없었다. 그러나 이순지의 <제가역상집>과 기타 여러 문헌 연구를 통해 소규표도 조선전기에 제작되었음을 알 수 있다. 또한 <명종실록>에는 동지와 보름에 대규표와 소규표를 이용하여 해와 달의 그림자길이를 관측한 기록이 있다. 이 연구에는 이러한 소규표 관련 문헌들의 내용을 소개하고자 한다. 아울러 <명종실록>의 기록과 현대 천체역학적 계산을 통해 소규표의 표의 길이는 전통적인 규표의 크기인 8척임을 알 수 있었다. 한편 소규표는 경복궁 간의대 주변에 설치되었던 것으로 보인다. 이러한 연구 결과들은 향후 규표 복원 연구에 매우 유용하게 활용될 것으로 기대된다.
-
의상고성(儀象考成)에 수록된 항성황적경위도표(恒星黃赤經緯度表)는 청대(靑代) 흠천감(欽天監) 감정(監正)이었던 대진현(戴進賢, Ignatius Koegler, 1680-1746)이 3083개의 별들의 위치와 등급을 수록하여 1752년에 출판한 성표이다. 우리는 Yale Bright Star Catalogue 5차본을 이용하여 의상고성에 실린 별들을 동정하였다. 동정의 결과를 통해 성표의 정확도를 파악하였고, 일부 데이터가 오기되었거나 중복 기록되었음을 확인하였다. 그리고 황경에 따른 황위의 오차 분포를 통해 당시에 황적도 좌표 변환에 사용된 황도 경사각 값을 추정하였다.
-
We obtained the spectra of 93 Planet host stars and 73 normal field stars in F, G, K type using BOES at BOAO. We measured the equivalent width of Fe and 25 elements lines using the automatic EW measurement program, TAME(Tools for Automatic Measurement of Equivalent-widths) and estimated the elemental abundances by synth and abfind driver of MOOG code. Since the absence of planets in the normal field stars cannot be "completely" proved, this work focused on the chemical abundances and planet properties of planet host stars, which have the massive planets close to the parent star relatively. We carried out an investigation for the difference of abundances between stars with "Hot Jupiter" and normal field stars with no known planets. We examined the chemical composition of 25 elements, such as C, N, O, S, Na, Mg, Al, Si, K, Ca, Sc, Ti, V, Cr, Mn, Co, Ni, Cu, Zn, Sr, Y, Zr, Ba, Ce, Nd, and Eu by EW measurements, and the S abundances were estimated using synthetic spectrum. We have found that [Mg/Fe] and [Al/Fe] for planet host stars have lower limit comparing with those of comparison stars, and [Ca/Fe] of host star with Neptunian planets is relatively lower than the other host stars with massive planets. We have performed the Kolmogorov-Smirnov test, and examined the ratio of planet host stars to all stars for each bin of [X/H]. As a result, we noted that the O, Si, and Ca abfor undances are strongly related with the presence of planets.
-
The Kepler(NASA) and CoRoT(ESA) space telescopes are surveying thousands of exoplanet for finding Earth-like exoplanets with similar environments of the Earth. Then the TPF(NASA), DARWIN(ESA) and many large-aperture ground telescopes have plan for spectroscopic observations of these earth-like exoplanets in next decades. Now, it has been started to simulate the disk averaged spectra of the earthlike exoplanets for comparing the observed spectra and suggesting solutions of environment of these planets. Previous research, the simulations are based on radiative transfer method, but these are limited by optical models of Earth system and instruments. We introduce a new simulation method, IRT(Integrated Ray Tracing) to overcome limitations of previous method. The 3 components are defined in IRT; 1)Sun model, 2)Earth system model (Atmosphere, Land and Ocean), 3)Instrument model. The ray tracing in IRT is simulated in composed 3D real scale space from inside the sun model to the detector of instrument. The Sun model has hemisphere structure with Lambertian scattering optical model. Atmosphere is composed of 16 distributed structures and each optical model includes BSDF with using 6SV radiative transfer code. Coastline and 5 kinds of vegetation distribution data are used to land model structure, and its non-Lambertian scattering optical model is defined with the semi-empirical "parametric kernel method" used for MODIS(NASA) and POLDER(CNES) missions. The ocean model includes sea ice cap structure with the monthly sea ice area variation, and sea water optical model which is considering non-lambertian sun-glint scattering. Computation of spectral imaging and radiative transfer performance of Earth system model is tested with hypothetical space instrument in IRT model. Then we calculated the disk averaged spectra of the Earth system model in IRT computation model for 8 cases; 4 viewing orientation cases with full illuminated phase, and 4 illuminated phase cases in a viewing orientation. Finally the DAS results are compared with previous researching results of radiative transfer method.
-
We observed the transiting exoplanet, TrES-2b, with 1.5m telescope at Maidanak Observatory in Uzbekistan. We observed TrES-2 system for six nights, which contained two orbital periods of the planet. Therefore, we obtained the entire light curve of TrES-2b, which covered not only the whole primary transit containing both ingress and egress part, but also non-transit region. We used both R and Y band filters. Especially, Y filter is used first for transit observation and covers relatively longer wavelength (
$1.02{\mu}m$ of center wavelength), to provide the light curve less affected by limb darkening. By fitting best model light curve for the obtained one, we determined these observables, transit depth, transit length, and planet's orbital period, which led to the determination of five physical parameters, stellar radius R*, stellar mass M*, inclination i, semi-major axis a, and planetary radius Rp. We will discuss of these results. -
To search for and study the nature of the long-periodic variations of massive stars, we have been carrying out a precise radial velocity (RV) survey for supergiants. Here, we present high-resolution RV measurements of
${\alpha}$ Per which lies near the Cepheid instability strip from November 2005 to February 2011 using the fiber-fed Bohyunsan Observatory Echelle Spectrograph (BOES) at Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO). The orbital solution yields a period of 129 days, a 2K amplitude of 80 m/s, and an eccentricity of 0.1. Assuming a possible stellar mass of 7.3$M{\bigodot}$ , we estimate the minimum mass for the planetary companion to be 7.5 MJup with the orbital semi-major axis of 0.97 AU. We do not find the correlation between RV variations and chromospheric activity indicator (Ca II H & K region). The Hipparcos photometry and bisector velocity span (BVS) do not show any obvious correlations with RV variations. These analyses suggest that${\alpha}$ Per is a pulsating supergiant that hosts an exoplanet. If the 129 days variations of${\alpha}$ Per do not come from an exoplanet but Cepheid-like pulsations, the theoretical boundary of the Cepheid instability strip may need to be extended to the bluer side. -
쌍성 중에서 관측자의 시선방향과 두 별의 공전면이 거의 일치할 경우에 두 별이 서로 식(eclipse)을 일으키며 밝기가 주기적으로 변하는 항성계를 식쌍성이라고 한다. 같은 원리로 행성이 별의 표면을 가로질러 횡단하면서 별빛을 가려 어두워지는 경우가 있는데, 이러한 방법에 의해 발견된 행성을 transit 행성이라고 한다. Transit 행성은 질량비가 매우 작은 쌍성계 (태양-목성의 경우 약 0.001)로 생각할 수 있기 때문에, 식쌍성의 분석방법을 이 행성계를 이해하기 위한 도구로 사용할 수 있다. 식쌍성 연구는 이전에 주류를 이루었던 질량, 반경, 광도 등과 같은 천문학적 기본변수의 결정연구에서 보다 정밀한 다파장 관측에 의한 특이현상의 검출과 분석 연구로 점차 변화해 가고 있다. 이 연구에서는 근접쌍성계의 여러 특이현상 중에서 광도와 궤도 공전주기 변화를 보이는 쌍성들의 최근 연구결과를 제시하고자 한다. 이와 더불어, 식쌍성의 분석방법을 활용한 쌍성계 주위를 공전하는 외계행성계 (circumbinary planetary system)의 탐색 및 transit 행성계의 물리량 도출에 대하여 논의하고자 한다.
-
Although stellar flares have a long history of observations, there are few concrete understanding about underlying physical processes and meaningful correlations with other stellar properties. Most of previous observations dealt with only a small number of sample stars, and therefore not sufficient to support generalized statistical studies. Based on one-month long MMT time-series observations of the open cluster M37, we monitored light variations of nearly 2,500 M-dwarf stars and successfully identified 606 flare events from 422 stars. This is a rare attempt to estimate true flare rates and properties among many stars of the same age and mass group. For each flare, we considered both observational and physical parameters including flare shape, duration before and after the peak, baseline magnitude before and after the peak, peak magnitudes, total energy and peak energy, etc. We find significant correlations between some of key parameters over a wide range of energy (
$Er=10^{32}{\sim}10^{36}ergs$ ). For instance, regardless of stellar luminosities, the energy power spectrum of flares can be approximated by a power law (${\beta}=0.83-0.97$ ). This suggests that flares follow similar physical mechanisms for atmospheric heating and cooling among these low-mass stars. From this MMT data set, we derived an average flaring rate of$0.019 hr^{-1}$ among flare stars and$0.003 hr^{-1}$ for all M-dwarf candidates. We will report the details of our analysis and discuss physical implications. -
Song, Mi-Hwa;Kim, Cheon-Hwi;U, Su-Wan;Yun, Yo-Ra;Han, Won-Yong;Bae, Tae-Seok;Jo, Yeong;Jin, Hye-Jin 30.1
2010년 11월 05일부터 11월 29일 중 총 12일간 진천 소재 충북대학교 천문대의 60cm 반사망원경과 ST-8 CCD 카메라를 이용하여 BD And의 BVR CCD 측광 관측을 수행하여 처음으로 BVR 광도 곡선을 완성하였다. 또한, 극심시각 결정을 위한 측광관측이 레몬산 천문대 1m 반사 망원경과 충북대학교 천문대의 35cm 망원경으로 수행되었다. 우리의 관측을 통하여 모두 19개의 극심시각을 새로이 결정하였다. 새로운 관측은 이 별의 공전주기가 이전까지 알려진 0.4629일이 아니라 그 두 배인 0.9258일이며, 기산점도 반주기 바뀌어야 함을 보여준다. BD And의 광도요소를$MinI=HJD2434962.8602+0.^d9258054E$ 으로 새롭게 개정하였다. 이 광도요소로 작성한 우리의 BVR 광도곡선은 제1식과 제2식의 깊이가 거의 비슷하며, 식바깥 부분에 잘 발달된 파형 모양을 보인다. 이는 BD And가 짧은 주기의 RS CVn형 식쌍성임을 나타내는 것이다. 우리의 극심시각을 포함한 총 130개의 극심시각에 대한 (O-C)도를 작성한 결과, BD And의 공전주기가 규칙적으로 변화하는 것을 발견하였다. 이 변화를 보이지 않는 제3천체에 의한 광시간 효과로 가정하여, 궤도이심율이 0.78이며, 9.19년의 주기를 가진 광시간 궤도를 결정하였다. 우리의 광도곡선을 2003년 Wilson-Devinney 쌍성 모형으로 분석하여 광도곡선 해를 질량비 q=0.094, 궤도경사각$i=85.^{\circ}4$ ,$T_1=6365(K)$ ,$T_2=6250(K)$ ,$R_1=1.132(Rsun)$ ,$R_2=1.304(Rsun)$ 와 같이 산출하였다. 식바깥에서 나타나는 파형 모양의 변화는 주성의 표면에 매우 큰 흑점으로 잘 설명되며, BVR 광도곡선에서 각전체 광도의 각 8.3%, 10.0%, 11.7%에 해당되는 제3 광도가 검출되었다. 이는 주기연구에서 제안된 제3천체의 존재 가능성을 더 공고히 한다. -
Dust species in the envelopes around AGB stars would have multiple components rather than a single component. Each dust species may have its own temperature and density structure. We use the radiative transfer code RADMC-3D developed by Dullemond et al. 2011 to model the multi-component dust envelopes around O-rich AGB stars. For reasonable combinations of physical and chemical parameters of the dust envelopes, we use multi-component dust species of silicate, corundum, and water ice. We find that the new model results can explain the observations of O-rich AGB stars better than conventional models.
-
Kim, Jae-Yeong;Pak, Soo-Jong;Choi, Min-Ho;Kandori, Ryo;Tamura, Motohide;Nagata, Tetsuya;Kwon, Jung-Mi;Kato, Daisuke;Jaffe, Daniel T. 31.1
We present wide-field near-IR imaging polarimetry of 30 Doradus in the Large Magellanic Cloud, using the InfraRed Survey Facility (IRSF). We obtained polarimetry data in J, H, and Ks bands using the JHKs-simultaneous imaging polarimeter SIRPOL. Since many Galactic field stars along the line-of-sight to the Large Magellanic Cloud are contaminated in our data, we developed methods to identify the foreground sources using the proper motion data. We investigated polarimetric properties between the Galactic foreground stars and the stars in the LMC. -
Han, Jang-Hui;Son, Jeong-Ju;Angeloni, Rodolfo;De Grijs, Richard;Jeon, Yeong-Beom;Seong, Hyeon-Il 31.2
The Vista Variable in the Via Lactea(VVV)는 European Southern Observatory(ESO) Public Survey 중 하나로 Near-IR에서 (주로 K-band)에서 관측되며 1929시간에 걸쳐 은하 중심부의 더 깊은 영역에 대한 관측을 수행할 것이다. VVV Survey를 통해 520 sq. deg에 걸친 영역에서 33개의 잘 알려진 구상성단과 350개의 산개성단을 포함한 ~109개의 별에 대한 광도 곡선을 얻을 수 있을 것으로 예상되며 이들을 분류하기 위해 자동화된 분류 체계가 필요할 것이다. 본 연구는 VVV Survey의 일환으로 보현산 천문대의 근적외선 카메라시스템 KASINICS를 이용하여 Cataclysmic Variable stars에 대한 관측을 시행하고 있다. Cataclysmic Variable stars는 초신성 폭발이나 쌍성계 중 한 쪽 별에서 다른 쪽 별로 대기가 유입되었는 경우 등에 의해 광도가 급격히 증가하는 천체로 아직 많이 연구되지 않은 적외선 파장대로 관측함으로써 적외선영역에서의 물리적 특성에 대한 분석을 하고자 한다. 본 발표에서는 보현산 천문대의 근적외선카메라시스템 KASINICS에서 관측한 결과의 일부를 소개하고자 한다. -
The plasma sheet of the Earth's magnetosphere is a sheet of hot plasmas in the magnetotail region, dividing the two (northern and southern) lobes of the Earth's magnetic field. It is the key region that is often closely linked to various electromagnetic dynamics in the Earth's magnetosphere-ionosphere system. In particular, it is the region that is most crucial for substorms, which is one of the most dynamic phenomena in the Earth's magnetosphere. The question of substorm triggering remains highly controversial until today, and at the center of the controversy there are several critical physics issues of the plasma sheet. In this talk I will introduce some of the physics issues of the plasma sheet. The specific topics that this talk will cover are (i) the general properties of the plasma sheet, (ii) fast plasma jets and plasma transport problem, (iii) stability/instability problem, and (iv) effects of thin current sheet. I will also present some of our group's recent findings regarding these topics, as obtained by comprehensive analyses of various observational data. The level and content of this talk are designed to be comprehensible to not only space physicists but also the scientists in a related field such as solar and heliospheric physics.
-
The anisotropic nature of the magnetic turbulence associated with magnetic dipolarizations in the Earth's plasma sheet is examined. Specifically we determine the power spectral indices for the perpendicular and parallel components of the fluctuating magnetic field with respect to the background magnetic field and compare them to determine possible anisotropic features. For this study, we identify a total of 47 dipolarization events from February 2008 using the magnetic field observations by the THEMIS A, D and E satellites when they are situated closely near the neutral sheet in the near-Earth tail. For the identified events, we estimate the spectral indices for the frequency range from 1.3 mHz to 42 mHz. The results show that for many events the spectral indices are larger for fluctuations in the
${\Psi}$ direction than for those in the other two directions, where the${\Psi}$ direction is perpendicular to the background magnetic field line and to the azimuthal direction. This implies that the dipolarization-associated turbulence of the magnetic field is often anisotropic. We discuss how this result differs from what is expected from the theory of homogeneous, anisotropic, MHD turbulence. -
Combining a detailed non-grey radiative transfer computation with the three dimensional hydrodynamics, we investigate a reliable numerical scheme for turbulent convection in the solar surface. The solar photosphere is the extremely turbulent region composed of partly ionized compressible gases in high temperature. Especially, the super adiabatic layer (SAL) near the solar photosphere is the shallow transition region where the energy transport varies steeply from convection to radiation. In order to describe physical processes accurately, a detailed treatment of radiative transfer should be considered as well as the high resolution computation of fluid dynamics. For a direct computation of radiation fields, the Accelerated Lambda Iteration (ALI) methods have been applied to hydrodynamical medium, incorporating the Opacity Distribution Function (ODF) as a realistic schemes for non-grey problems. Computational domain is the rectangular box of dimensions
$42{\times}3Mn$ with the resolution of$1202{\times}190$ meshed grids, which covers several granules horizontally and 8 ~ 9 pressure scale heights vertically. During several convective turn-over times, the 3-D snapshots have been compiled with a second order accuracy. In addition, our radiation-hydrodynamical computation has been compared with the classical approximations such as grey atmospheres and Eddington approximation. -
In this talk we explain U-loop emergence, in which U-shaped field lines emerge into the solar surface against gravitational force. In principle, they hardly emerge because mass tends to accumulate at the bottom of U-loops, thereby decreasing buoyancy. A key is found to be the shape of U-loops, that is, if U-loops have a shallow dip whose depth is of the order of the photospheric gravitational scale height, then a diverging flow is generated via a siphon-like mechanism by which the mass accumulated at the dip of the loops is drained out to enhance buoyancy. This successfully makes U-part of the loops emerge against gravity. We also discuss the relation between U-loop emergence and the so-called flux cancellation observed on the Sun in which opposite polarity regions apparently approach together and disappear.
-
The solar X-ray telescopes, the Yohkoh SXT and the Hinode XRT, have observed for a couple of decades a variety of coronal structures in the range of wide field-of-view (FOV) covering the full solar disk. It has been emphasized that the optical structure of solar telescopes should be designed with care for improving the uniformity over the full FOV. The vignetting effect is one of the important optical characteristics for describing the performance of a telescope, which reflects the ability of collecting the incoming light at different locations and different photon energies. The correction of this vignetting effect would be an important calibration step that should be performed in advance, especially when the observed images are to be used for photometric purposes. Since the vignetting effect of solar X-ray telescopes shows wavelength dependence, a special care should be taken when, for example, performing the temperature analyses with thin and thick filters for flaring activities observed at the periphery of the full FOV. The results of analysis of pre-launch calibration data for the evaluation of vignetting effect will be introduced in detail.
-
We have investigated a coronal jet near the limb on 2010 June 27 by Hinode/X-Ray Telescope (XRT), EUV Imaging Spectrograph (EIS), SDO/Atmospheric Imaging Assembly (AIA), and STEREO. From EUV (AIA and EIS) and soft X-ray (XRT) images we identify the erupting jet feature in cool and hot temperatures. Using the high temporal and multi wavelength AIA images, we found that the hot jet preceded its associated cool jet and their structures are well consistent with the numerical simulation of the emerging flux-reconnection model. From the spectroscopic analysis, we found that the jet structure changes from blue shift to red one with time, which may indicate the helical structure of the jet. The STEREO observation, which enables us to observe this jet on the disk, shows that there was a dim loop associated with the jet. On the other hand, we found that the structure of its associated active region seen in STEREO is similar to that in AIA observed 5 days before. Based on this fact, we compared the jet morphology on the limb with the magnectic fields extrapolated from a HMI vector magnetogram of this active region observed on the disk. Interestingly, the comparison shows that the open and closed magnetic field configuration correspond to the jet and the dim loop, respectively, as the Shibata's jet model predicted.
-
It is generally believed that eruptive phenomena in the solar atmosphere such as solar flares and coronal mass ejections (CMEs) occur in the solar active regions with complex magnetic structures. Magnetic helicity has been recognized as a useful parameter to measure the complexity such as twists, kinks, and inter-linkages of magnetic field lines. The objective of this study is to understand a long-term (a few days) variation of magnetic helicity in active regions and its relationship with the energy buildup and instability leading to flares and CMEs. Statistical studies of flare productivity and magnetic helicity injection in about 400 active regions were carried out. The temporal variation of magnetic helicity injected through the photosphere of active regions was also examined related to 46 CMEs. The main findings in this study are as follows: (1) the study of magnetic helicity for active regions producing major flares and CMEs indicates that there is always a significant helicity injection through the active-region photosphere over a long period of 0.5 - a few days before the flares and CMEs; (2) for the 30 CMEs under investigation, it is found that there is a fairly good correlation (linear correlation coefficient of 0.71) between the average helicity injection in the CME-productive active regions and the CME speed. Beside the scientific contribution, a major impact of this study is the observational discovery of a characteristic variation pattern of magnetic helicity injection in flare/CME-productive active regions which can be used for the improvement of solar eruption forecasting.
-
A cancelling magnetic feature (CMF) is believed to be a result of magnetic reconnection in the low atmosphere of the Sun. In this work, we investigate the physical properties of CMFs, focusing on the rates of flux cancellation in CMFs and the dynamics of chromospheric phenomena coupled with CMFs. First, we have determined the specific rates of flux cancellation using the magnetograms taken by the Solar Optical Telescope (SOT) aboard the Hinode satellite. The specific rates determined with the SOT turned out to be systematically higher than those based on the data taken by the Michelson Doppler Imager (MDI) aborad the SOHO. Second, we analyzed transient Ca II brightenings associated with small-scale CMFs using the SOT/Hinode. We found that in most Ca II brightenings related to CMFs, and the Ca II intensity peaks after magnetic flux cancellation proceeds. Moreover, brightenings tend to appear as pairs of bright points of similar size and similar brightness overlying magnetic bipoles. To further study the brightening and dynamics of chromospherie features associated with CMFs, we have analyzed Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) data. From this data the Doppler motion of chromospheric features above a CMF changed from redshift to blueshift. The duration of such dynamics is very short being less than 2 minutes. These results are unexpected one and can not be explained by any pre-existing pictures of CMFs.
-
We report untwisting chromospheric surges of AR 10930. Hinode Solar Optical Telescope (SOT) observed AR 10930 on the west limb continuously from 11:21 UT December 18 to 09:58 UT December 19, using the Ca II H broadband filter. During the observation, rise and fall motion accompanying rotation appeared recursively. There occurred a total of 14 surges at AR 10930 over 17 hours. The average duration was 45 minutes, and the average width, and length were 8 Mm, and 39 Mm, respectively. The dynamic properties including number of turns from the rise to the fall, the axial speed and acceleration are also analyzed. We speculate that the surges occurred by recursive reconnections between the twisted prominence and large untwisted flux tube.
-
Cho, Kyung-Suk;Bong, Su-Chan;Chae, Jong-Chul;Kim, Yeon-Han;Park, Young-Deuk;Ahn, K.;Katsukawa, Y. 37.2
Our previous study on tiny pores (R < 2") observed by HINODE/Solar Optical Telescope (SOT) revealed that the plasma in the pores at the photosphere is always moving down and the pores are surrounded by the strong downward motions (highly red-shifted) of neighboring granulations. From this study, we speculated that the flow motions above the pore should be related with the motions at the photosphere, since the pore is strong magnetic field region. Meanwhile, SNU and KASI installed Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) in the Cude room of the 1.6 m New Solar Telescope (NST) at Big Bear Solar Observatory. FISS is a unique system that can do imaging of H-alpha and Ca II 8542 band simultaneously, which is quite suitable for studying of dynamics of chromosphere. To get some clue on the relationship between the photospheric and low-chromospheric motions at the pore region, we took a coordinate observation with NST/FISS and Hinode/SOT for new emerging active region (AR11117) on October 26, 2010. In the observed region, we could find two tiny pores and two small magnetic islands (SMIs), which have similar magnetic flux with the pores but does not look dark. Magnetic flux density and Doppler velocities at the photosphere are estimated by applying the center-of-gravity (COG) method to the HINODE/spectropolarimeter (SP) data. The line-of-sight motions above the photosphere are determined by adopting the bisector method to the wing spectra of Ha and CaII 8542 lines. As results, we found the followings. (1) There are upflow motion on the pores and downflow motion on the SMIs. (2) Towards the CaII 8542 line center, upflow motion decrease and turn to downward motion in pores, while the speed of down flow motion increases in the SMIs. (3) There is oscillating motion above pores and the SMIs, and this motion keep its pattern along the height. (4) As height increase, there is a general tendency of the speed shift to downward on pores and the SMIs. This is more clearly seen on the other regions of stronger magnetic field. In this talk, we will present preliminary understanding of the coupling of pore dynamics between the photosphere and the low-chromosphere. -
Bright rims are one of the most unknown part of a filament nowadays. Many models tried to explain the environments, but there is no commonly acceptable model. Many survey observations have been performed to find various characteristics of the bright rim statistically, but there was only one spectroscopic observation to understand phenomena of the bright rim. We observed a bright rim on June 25, 2010 using FISS installed in NST, Big Bear Solar observatory. FISS can obtain a couple of wavebands data simultaneously with short time cadence and fine resolution(~ 0.1", expected) with Adaptive Optics. By applying the cloud model, we found source function, optical thickness, temperature and non-thermal velocity of the region from the spectra of Ha and CaII 8542 lines. We discuss the physical implication of these measurements on the nature of bright rims of filaments.
-
In general, solar filaments are divided into two parts; one spine and several barbs. Barbs are seen as if they protrudes from the spine. Until now there are many controversies about the structures of a barb and spine. Recently, New Solar Telescope was installed at Big Bear Solar Observatory. Its clear aperture is about 1.6m and it is the largest telescope among ground-based solar telescopes. Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) developed by SNU and KASI was also installed in a vertical optical table in Coude room of the 1.6m NST. It is simultaneously able to record two lines;
$H{\alpha}$ and Ca II 8542A lines. On 2010 July 29, we observed a portion of a solar filament located in northern hemisphere with FISS and it had a well-developed barb. And we also observed a potion of a spine. In order to analyze the data, we used the cloud model and obtained physical quantities of the solar filament. Temperature of the solar lament ranged between 4500K and 12000K and non-thermal velocity ranged between 3km/s and 6.5km/s. By comparing physical quantities of a barb and spine, we try to understand these structures of the solar filament. -
Coronal mass ejection (CME) plasmas have been observed in EUV and X-ray passbands as well as in white light. Mass of CME has been determined using polarized brightness observed by the Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO) on board Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Therefore, this mass obtained from the LASCO observation indicates the total CME mass. However, the mass of CME plasma in different temperatures can be determined in EUV and X-ray passbands using observations by SOHO/EIT, STEREO/EUVI, and Hinode/XRT. Prominence/CME plasmas have been observed as absorption or emission features in EUV and X-ray passbands. The absorption features provide a lower limit to cold mass. In addition, the emission features provide an upper limit to the mass of plasmas in temperature ranges of EUV and X-ray. We determine the mass constraints using the emission measure obtained by assuming the prominence/CME structures. This work will address the mass constraints of hot and cold plasmas in CMEs, comparing to total CME mass.
-
In this study we have examined the occurrence probability of solar proton events (SEPs) and their peak fluxes depending two CME parameters, linear speed and angular width. For this we used the NOAA SPE events and their associated CME data from 1997 to 2006. As a result, the probability strongly depends on two parameters as follows. In the case of halo CME whose speed is equal to and faster than 1500km/s, 36.1% are associated with SPEs but in the case of partial halo CME (
$120^{\circ}{\leq}AW$ <$359^{\circ}$ ) whose speed is$400{\leq}V$ <$1000km/s$ , only 0.9% are associated with SPEs. When we consider only front-side CMEs, 45.3% are associated with SPEs in the first case and 1.8% are associated with them in the second case. Both of whole CME data group and front-side CME data group have similar tendencies. The probabilities are different as much as 4.9 to 23 times according to the CME speed and 1.6 to 6.5 times to the angular width. We have also examined the relationship between CME speed and proton peak flux as well as its dependence on angular width (partial halo CME and halo CME), longitude (east, center, and west) and direction parameter (< 0.4 and{\geq} 0.4). Our results show that the relationships strongly depend on longitude as well as direction parameter. In addition, the relationship using the radial CME speed based on a cone model has a higher correlation coefficient than that using the projected CME speed. -
Large solar flares are associated with various aspects of space weather effects. Numerous attempts have been made to predict when the solar flare will be occurred mainly based on the configuration of the magnetic field of its flaring site. We analyze the time series of f/g which indicates a representative measure of the sunspot complexity to see whether it shows a possibility to be predicted without huge amounts of observation. Two kinds of analysis results are presented. One is from its power spectrum giving that there's no significantly persistent periodicity within a few days. Its de-trended fluctuation shows the Hurst exponent larger than 0.5 implying that the f/g time series has a long-term memory in time scales less than 10 days.
-
We investigated solar flare occurrence probability depending on sunspot group classification and its area change. For this study, we used the McIntosh sunspot group classification and then selected most flare-productive six sunspot groups : DKI, DKC, EKI, EKC, FKI and FKC. For each group, we classified it into three sub-groups according to the sunspot group area change : increase, steady and decrease. For sunspot data, we used the NOAA's active region information for 19 years (from 1992.01 to 2010.12). As a result, we found that the probabilities of the all "increase" sub-groups is noticeably higher than those of other sub-groups. In case of FKC McIntosh sunspot group, for example, the M-class flare occurrence probability of the "increase" sub-group is 65% while the "decrease" and "steady" sub-groups are 50% and 44%, respectively. In summary, when sunspot group area increases, the probability of solar flares noticeably increases. This is statistical evidence that magnetic flux emergence is an very important mechanism for triggering solar flares.
-
소행성 또는 혜성으로 인한 충돌의 위험은 최근에 중요하게 다뤄지는 문제이다. 이러한 현상은 실험실에서의, 또는 우주선을 이용한 충돌 실험으로 연구되고 있다. 하지만, 태양계에서 자연적으로 일어나는 천체들 간의 충돌 현상에 대해서는 거의 밝혀진 바가 없다. 분열이 일어난지 11개월이 지나서야 지난해 1월 발견된 소행성 P/2010 A2의 분열 원인을 충돌로 추측하고 있을 뿐이다. 본 발표에서는 지난 12월에 새로 발견된 메인 벨트 혜성(main-belt comet)에 대한 관측 및 연구 결과를 제시하고자 한다. 우리는 관측에서 얻어진 이미지들을 제트(cometary jets)와 임팩트 콘(impact cone)을 고려한 동역학적 모델과 비교하였으며, 이를 통해 혜성 활동의 원인을 분석하였다.
-
P/2010 A2, a main-belt asteroid having comet-like dust trail was discovered in January 2010, but the origin of the trail is controversial. Moreno et al. (2010) reported water-ice sublimation as a mechanism for the comet-like activity, whereas other researches (Jewitt et al. 2010; Snodgrass et al. 2010) stated that impact collision contributed to the dust trail. For asteroids are categorized based on spectral shape, optical observation using different color filters makes it possible to determine the taxonomic type of P/2010 A2 nucleus, thus gives an answer to the question of activation mechanism of the object. In this presentation, we report multiband observation of P/2010 A2 in January and March 2010 with 1-meter telescope of Ishigaki-Jima Astronomical Observatory. We employed three broadband filters of g', Rc, and Ic. In this presentation, we focus on the data acquisition, the reduction and the derivation of the reflectance spectrum of debris in the trail. Finally we discuss the potential cause of dust ejection from this asteroid.
-
Pyo, Jeong-Hyun;Jeong, Woong-Seob;Matsumoto, Toshio;Lee, Dae-Hee;Han, Won-Yong;Ree, Chang-Hee;Park, Young-Sik;Nam, Uk-Won;Moon, Bong-Kon;Park, Sung-Joon;Cha, Sang-Mok;Lee, Sung-Ho;Yuk, In-Soo;Park, Jang-Hyun;Jin, Ho;Lee, Duk-Hang;Lee, Hyung-Mok;Hong, Seung-Soo 42.1
The main payload of the Science and Technology Satellite 3 (STSAT-3), Multipurpose Infrared Imaging System (MIRIS), will be equipped with the wide-field near-infrared camera. Its wide field-of-view ($3.67^{\circ}{\times}3.67^{\circ}$ ) is optimal for the observation of the zodiacal light (ZL), the sunlight scattered by the interplanetary dust (IPD). The MIRIS will continuously monitor the seasonal variation of the ZL towards both north and south ecliptic poles, which is caused by the asymmetries of the IPD distribution with respect to the Sun and the ecliptic plane. In addition to the monitoring observations, we are planning pointed observations for compelling structures in the ZL, the asteroidal dust bands and the gegenschein. This presentation proposes the zodiacal light observations with the MIRIS and discusses the expected results. -
2010년 10월 28일 근일점을 통과한 103P/Hartley 2 혜성의 분광학적 특징을 연구하고자 11월 6일과 11일 양일간 보현산 천문대의 고분산 에셀 분광기 BOES(R~30,000)로 관측을 하였다. 우리는 Hartley 2 혜성의 고분산 분광자료를 Hwang et al.(2009)의 Machholz(C/2004Q2)혜성 가시광 영역(
$4800{\sim}8100{\AA}$ ) 고분산 분광 자료와 비교 분석하였고 그 결과 C2, CN, NH2,H2O+의 방출선 뿐만 아니라 다수의 미확인 분광선을 발견하였다. 또한 발견된 미확인 분광선을 설명하기 위하여 향상된 NH2방출선과 OH 방출선 등의 후보 물질을 이용하여 미확인선의 원인 물질을 제시하고자 한다. 이 발표에서는 지금까지의 분석 결과를 소개한다. -
근적외영역의 타이탄 측광영상에서 나타나는 주연감광(Limb Darkening) 및 주연증광(Limb Brightening) 현상의 원인을 설명하기 위해 구면기하(spherical geometry)에 의한 효과 외에 헤이즈(haze) 자체의 성질 변화량을 추정해 본다. 근적외영역의 강한 메탄 흡수 밴드 부근에서 타이탄의 대기를 관측하면 파장에 따라 표면 부근에서 성층권 사이의 정보를 얻을 수 있으며, 이를 복사전달모델과 비교해 대기 중에 존재하는 연무 입자의 성질을 유추할 수 있다. 관측자료는 2006년 2월 Gemini/North Observatory의 Near-Infrared Integral Field Spectrometer(NIFS)를 이용해 얻은 측 분광 자료를 사용하였다. NIFS의 공간분해능은 화소당 0.05"로, 타이탄의 적도부분을 약 17화소로 분해할 수 있으므로, 각 지역별로 분광선 모델을 만들어 관측자료와 비교하는 데에 용이하였다.
-
목성 극지방의 분광 관측 자료에는
$H_3+$ ,$H_2$ , 탄화수소 분자들($CH_4,C_2H_2,C_2H_6$ )이 방출선의 형태로 나타난다. 이 분자선들은 2 ~ 3 mm에서는 대부분 관측이 이루어졌지만, 7.8 mm 파장대에서는 탄화수소 분자들 중에서$CH_4$ 가 hotspot 형태로 관측이 되었다. 본 연구에서는 마우나케아 천문대의 NASA IRTF (InfraRed Telescope Facility) 망원경 중에 중적외선 고분산 분광기 TEXES (Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph)를 설치하여$CH_4$ 와 함께 처음 발견된$C_2H_2$ 의 특성을 분석하였다. 텍사스 주립대학에서 개발한 TEXES는 5 ~ 25 mm의 관측 파장대에서 저분산(R~3,000), 중 분산(R~15,000), 고분산(R~100,000)으로 관측할 수 있다 (Lacy et al., 2002). 본 연구에 사용된 자료는 2009년 5월 29일에 관측되었으며, 파장대는 7.8 mm 이다. -
Shock waves form in the intergalactic medium as a consequence of accretion, merger, and turbulent motion during the structure formation of the universe. They not only heat gas but also govern non-thermal processes through the acceleration of cosmic rays (CRs), production of magnetic fields, and generation of vorticity. We examine diffusive shock acceleration of the pre-existing as well as freshly injected populations of nonthermal, CR particles at weak cosmological shocks. Since the injection is extremely inefficient at weak shocks, the pre-existing CR population dominates over the injected population. If the pressure due to pre-existing CR protons is about 5 % of the gas thermal pressure in the upstream flow, the downstream CR pressure can absorb typically a few to 10 % of the shock ram pressure at shocks with the Mach number M<3. Yet, the re-acceleration of CR electrons can result in a substantial synchrotron emission behind the shock. The implication of our findings for observed bright radio relics is discussed.
-
WMAP이 7년 동안 관측해 얻은 우주배경복사의 온도비등방성 지도로부터 파워스펙트럼을 측정하는 프로그램을 개발하였다. WMAP의 가상관측 자료를 분석하여 파워스펙트럼이 제대로 측정되는지를 시험하였으며, 실제 WMAP 자료에서 측정한 파워스펙트럼이 WMAP팀의 결과와 통계적으로 일치함을 확인하였다. 본 연구에서는 천구를 다양한 영역으로 나누어 파워스펙트럼을 측정해 보았다. 특히, 남, 북반구의 은위 30도 이상 영역에서 측정한 파워스펙트럼을 비교한 결과, 셋째 봉우리가 남(북)반구에서 상대적으로 높(낮)게 나타났으며 봉우리 높이의 남북 차이는 표준
${\Lambda}CDM$ 우주모형으로 분석하여 보면$3{\sigma}$ 정도의 통계적인 유의성을 보였다. 이러한 남북 이상(anomaly)의 원인으로서 WMAP의 기기 잡음, 우리은하의 방출선, 은하 외부적인 점광원에 의한 오염 가능성을 조사하고 토의하였다. 파워스펙트럼의 셋째 봉우리는 WMAP 해상도의 한계 지점이며 기기 잡음이 우세한 지역이므로, WMAP의 자료만으로 검출된 남북 이상의 원인을 찾기에는 한계가 있다. 앞으로 Planck 위성의 관측 자료가 공개되면 그 원인이 규명이 될 수 있을 것으로 예상된다. -
New statistical method is proposed to coherently combine Baryon Acoustic Oscillation statistics (BAO) and peculiar velocity measurements exploiting decomposed density--density and velocity--velocity spectra in real space from the observed redshift distortions in redshift space, 1) to achieve stronger dark energy constraints, sigma(w)=0.06 and sigma(w_a)=0.20, which are enhanced from BAO or velocity measurements alone, and 2) to cross--check consistency of dark energy constraints from two different approaches; BAO as geometrical measurements and peculiar velocity as large scale structure formation observables.
-
Planck is already in active operation, and in a few years a detailed CMB anisotropy map will be compiled, surpassing WMAP both in temperature and polarization. The E mode - E mode autocorrelation power spectrum at large scales contains weak but sizable information on the history of cosmic reionization. We show our latest advance of our own simulation of cosmic reionization that incorporates Pop III stars, and provide a forecast for Planck polarization measurement.
-
We studied the evolution of the two mass components system with NFW initial density distribution by direct integration of the Fokker-Planck equations. The low mass component is regarded the dark matter particles while the high mass component is assumed to be conglomerates of baryonic matter in order to depict the 'stars'. While the true mass ratio between these two types of particles should be extremely large, our adopted mass ratio is about 1000 beyond which the dynamical evolution and density distribution tend to converge. Since the dynamical evolution is dominated by the dynamical friction, the high mass component slowly moves toward the central part, and eventually undergoes the core collapse. The system reaches the core-collapse at about
$7.1{\times}10^{-3}$ $t_{fh}$ in NFW models, where$t_{fh}$ is the dynamical friction time at half-mass radius. The distribution of the high mass component is well fitted by the Sersic profiles or modified Hubble profile when the mass segregation is established. From these results, the surface brightness of elliptical galaxies may be explained by the high mass component experiencing dynamical friction by the dark matter particles. In order for the mass segregation to be effective within Hubble time, the mass of the luminous component should be greater than$10^5M_{\bigodot}$ . -
Gravitational waves from the pulsar glitch can be detected by next generation gravitational wave observatories. We investigate characteristics of the modes that can emit the gravitational waves excited by three different types of perturbations satisfying conservation of total rest mass and angular momentum. These perturbations mimic the pulsar glitch theories i.e., change of moment of inertia due to the star quakes or angular momentum transfer by vortex unpinning at crust-core interface. We carry out numerical hydrodynamic simulations using the pseudo-Newtonian method which makes weak field approximation for the dynamics, but taking all forms of energies into account to compute the Newtonian potential. Unlike other works, we found that the first and second strongest modes that give gravitational waves are
$^2p_1$ and$H_1$ rather than$^2f$ . We also found that vortex unpinning model excites the inertial mode in quadrupole moment quite effectively. The inertial mode may evolve into the non-axisymmetric r-mode. -
We utilize the jitter radiation, which is the emission of relativistic electrons in the random and small-scale magnetic field, to investigate the high-energy emissions of gamma-ray bursts (GRBs). Under the turbulent scenario, the random and small-scale magnetic field is determined by the turbulence. We also estimate the acceleration and cooling timescales. We identify that some GRBs are possible cosmic-ray sources.
-
Using the newly commissioned Fiber-Multi-Object-Spectrograph at the Subaru telescope, we obtained near-IR spectra of a sample of 19 AGNs at 0.6 < z < 2.6, selected from the NOAO Deep Wide-Field Survey (NDWFS) Bootes field, in order to calibrate high-z black hole mass (MBH) estimators. MBHs are generally determined through the kinematics of ionized gas clouds around the black hole assuming virial equilibrium. The velocity profiles of
$H{\beta}/H{\alpha}$ , MgII and CIV are used to infer the gas kinematics of low-z, mid-z, and high-z quasars, respectively. However, the MBH based on MgII and CIV is not very well calibrated. We compare the$H{\alpha}$ - based MBH estimates from the new FMOS near-IR spectra, with the MgII-based MBH estimates from our existing optical spectra, and investigate the systematic differences. -
Utilizing single-epoch spectra and the empirical relation between the size of the broad-line region and AGN continuum luminosity, the so-called single-epoch method has been widely used for estimating AGN black hole masses. However, the systematic uncertainties and the potential biases of this method are not well examined. Taking the full advantage of the high-quality homogeneous spectra from the Lick AGN Monitoring Project (LAMP), we investigate in detail the uncertainties of single-epoch mass estimates by comparing with the reverberation-mapping results. We find that the uncertainty due to AGN variability is less than 0.1 dex, while there is a systematic offset between single-epoch masses and reverberation masses. Particularly, narrow-line Seyfert 1 galaxies show that the Hbeta line widths measured from single-epoch (or mean) spectra are systematically larger than those from rms spectra, indicating a potential bias of single-epoch masses. We will present the detailed measurement method, the test of virial assumption, and the systematic uncertainties.
-
Son, Dong-Hoon;Woo, Jong-Hak;Bennert, Vardha N.;Fu, Hai;Nagao, Tohru;Kawakatu, Nozomu;Kim, Sang-Chul 49.2
To investigate whether radio galaxies have systematically different accretion disk compared to radio-quiet AGN, we obtained high quality optical spectra for a sample of 22 young radio galaxies, using the KAST Double Spectrograph at the Lick 3-m telescope. Young radio galaxies are particularly useful since the age of the radio phenomena is comparable to that of accretion disk. Based on the optical emission-line diagnostics of narrow line region, which is thought to be photoionized by the nuclear radiation, we constrain the states of the accretion disk. In addition to strong emission lines, i.e., [O I], [O II], [O III], and [Ne III], we use the [Ar III] line to break the degeneracy between the ionization parameter and the SED shape. We find that young radio galaxies show systematically different emission line ratios compared to radio-quiet Type II AGN, suggesting that young radio galaxies probably have the power-law SED without a strong big blue bump. We will present the main results of the emission-line diagnostics. -
We report the results of the monitoring of a flaring gamma-ray blazar, 3C454.3 in total flux density at 22 and 43GHz and in polarization at 22GHz with KVN Ulsan 21-m radio telescope every 3-4 days from 19 November 2010 to 31 January 2011. After an extraordinary 5-day gamma-ray outburst in November 2010, the radio total flux density at 22/43GHz and the linear polarization at 22GHz has been decreased with a variation of a short time scale. In this paper, we also discuss a spectral change of 3C454.3 at 22 and 43GHz after the extraordinary gamma-ray outburst.
-
It is believed that active galactic nuclei (AGN) is powered by super massive black hole (SMBH). But how the AGN activity is triggered is still unclear. Some studies suggest that gas inflow by merging can trigger AGN activity. However, it is difficult to find observational evidence because merging features such as tidal tail, shell are faint. Using images taken at Maidanak 1.5m telescope and CFHT, we investigated whether merging features are seen commonly on AGN host galaxies. We found that 3 to 4 of the currently studied 6 AGN show features disturbed by gravitational interaction. This result implies that AGN activity may correlates with merging. We plan to expand the sample size in the near future.
-
Red dusty Active Galactic Nuclei (AGNs) are suspected to mid-stage between ULIRG and AGN phase. As well as, red AGNs are suspected that they have more than 50% of whole AGN population. In order to understand the character of red AGNs, Black Hole (BH) mass of red AGN is a key property and can not measured by existing method such as reverberation mapping and single epoch method. Thus we still don't know their character and properties in clearly. To estimate properties of red AGNs without the effect of dust-obscuration, we have obtained Near InfraRed (NIR) spectra of 31 reverberation mapped AGNs and 49 Palomar-Green(PG) Quasi-Stellar Object (QSO) by using the infrared camera (IRC) for AKARI with unique wavelength range
$2.5-5.0{\mu}m$ . From this spectra, we measured the FWHM and luminosity of brackett${\alpha}$ and${\beta}$ at 4.0, 2.6 micron meter for deriving new BH mass estimators based on the properties of Brackett line emission. -
Kim, Min-Jin;Dunlop, James S.;Lonsdale, Carol J.;Farrah, Duncan;Lacy, Mark;Sun, Ming;SpUDS team, SpUDS team 51.2
The Spitzer Public Legacy Survey of the UKIDSS Ultra Deep Survey (SpUDS) has been carried out with four IRAC bands and one MIPS band (24um). SpUDS surveys 1 square degree of the UDS field, that has been covered by one of the deepest near IR surveys and by various multiwavelength observations from X-ray to radio (XMM, GALEX, Subaru, SCUBA, VLA). We present a summary of the photometric data including number counts derived at 3.6-24 microns. In conjunction with extensive multiwavelengh data, we are able to show the multiwavelenght color distribution of MIR sources, and how different SED types contribute to the number counts. -
Black hole masses of Active Galactic Nuclei (AGN) are one of the most important parameters in AGN physics. Based on the virial assumption, black hole masses can be determined from the product of the width of the broad emission lines and the continuum/line luminosities. Using the Low Resolution Imaging Spectrometer(LRIS) at the Keck telescope, we obtained high quality spectra (S/N~100), covering 2300-5500A in the rest-frame, for a sample of 37 intermediate-luminosity AGN at z~0.4, in order to calibrate various black hole mass estimators based on the Mg II (2798A) and the Hbeta (4861A) emission lines. After subtracting continuum and complex FeII emission under Mg II and Hbeta, we fit the broad emission lines using high order Guass-Hermite models to best constrain the profile and the width of the emission lines. Combining the SDSS spectra covering Halpha emission line with the Keck spectra, we determine a set of 6 black hole masses for each object, based on the line width (MgII, Hbeta, and Halpha) and the luminosity (LMgII, LHbeta, LHalpha, L3000, L5100), and calibrate each black hole mass estimator. We will present uncertainties and limitations of each mass estimator.
-
The correlation between black hole mass and galaxy stellar velocity dispersion gives an important clue on the black hole growth and galaxy evolution. In the case of AGN, however, it is extremely difficult to measure stellar velocity dispersions in the optical spectra since AGN continuum dilutes stellar absorption features. In contrast, stellar velocity dispersions of active galaxies can be measured in the near-IR, where AGN-to-star flux ratio is much smaller, particularly with the laser-guide-star adaptive optics. However, it is crucial to test whether the stellar velocity dispersion measured from the near-IR spectra is consistent with that measured from the optical spectra. Using the TripleSpec at the Palomar 5-m Telescope, we obtained high quality spectra ranging from 1 to 2.4 micron for a sample of 35 nearby galaxies, for which dynamical black hole masses and optical stellar velocity dispersion measurements are available, in order to calibrate the stellar velocity dispersion in the near-IR. In this poster, we present the initial results based on 10 galaxies, with the stellar velocity dispersion measured in the H-band.
-
We investigate the radial properties of the narrow-line region (NLR) in two radio-quiet quasars, PG1012+008 and PG1307+085, using the spectra obtained with the FORS1 at the Very Large Telescope. These high quality spectra with seeing < 0.6" enable us to extract seven two-pixel (0.4") spectra as a function of the radial distance from the accretion disk. In contrast to [OIII] narrow-band imaging, which can be contaminated by starbursts, shock-ionized gas, and tidal tails, we use emission-line diagnostic to determine the true size of the AGN-excited NLR. In this poster, we present the results based on the radial variance of
$H{\beta}$ to [OIII]${\lambda}5007$ ratio. For both targets, the [OIII] emission line exhibits a blue wing, suggesting an outflow of gas. In the case of PG1307+085, the blue wing disappears at the distance of 1". We will discuss the properties of the NLR in detail. -
A small number of active galactic nuclei are known to exhibit prominent double peak emission profiles indicating the presence of a relativistic accretion disk model. Using a Monte Carlo technique, we compute the linear polarization of a double peaked broad emission line. A Keplerian accretion disk is adopted for the double peak emission line region and the Schwarzschild geometry is assumed in the emission region. Far from the accretion disk where flat Minkowski geometry is appropriate, we place a scattering region in the shape of a spherical shell sliced. We generate a line photon in the accretion disk in an arbitraray direction in the local rest frame and follow the geodesic of the photon until it hits the scattering region. The profile of the polarized flux is mainly determined by the relative location of the scattering region with respect to the emission source. When the scattering region is in the polar direction, the linear degree of polarization also shows a double peak structure. Under a favorable condition we show that up to 1% of linear degree of polarization may be obtained.
-
Formation of self-gravitating gas clouds and hence stars in galaxies is a consequence of both thermal and dynamical evolution of a gaseous medium. Using hydrodynamics simulations including cooling and heating explicitly, we follow simultaneously thermal and dynamical evolution of galactic gas disks to study dynamics and structures of galactic spiral shocks with thermal instability and regulation of the star formation rates (SFRs). We first perform one-dimensional simulations in direction perpendicular to spiral arms. The multiphase gas flows across the arm soon achieve a quasi-steady state characterized by transitions from warm to cold phases at the shock and from cold to warm phases in the postshock expansion zone, producing a substantial fraction of intermediate-temperature gas. Next, we allow a vertical degree of freedom to model vertically stratified disks. The shock front experiences unsteady flapping motions, driving a significant amount of random gas motions, and self-gravity promotes formation of bound clouds inside spiral arms. Finally, we include the star formation feedback in both mechanical (due to supernova explosion) and radiative (due to FUV heating by young stars) forms in the absence of spiral arms. At saturation, gravitationally bound clouds form via thermal and gravitational instabilities, which are compensated by disruption via supernova explosions. We find that the FUV heating regulates the SFRs when gas surface density is low, confirming the prediction of the thermal and dynamical equilibrium model of Ostriker et al. (2010) for star formation regulation.
-
It is the conventional wisdom that the Poynting-Robertson effect is essentially the outcome of the interplay between absorption and reemission processes. For a better understanding of the motion of charged particles around a compact star with strong radiation, we reached an alternative interpretation for the Poynting-Robertson effect based on the covariant formalism and found that it is attributed to the combination of the aberration and the Lorentz transformation of the radiation stress-energy tensor. As a general relativistic application of the Poynting-Robertson effect, we studied the dynamics of test particles around the spinning relativistic star with strong radiation. We discovered that the combination of the angular momentum and the finite size of the star generates "radiation counter drag" which exerts on the test particle to enhance its specific angular momentum, contrary to the radiation drag. The balance of the radiation drag and the radiation counter drag renders the particle to hover around the spinning luminous star at the "suspension orbit". The radial position and the angular velocity of the particle on the "suspension orbit" are determined by the angular momentum, the luminosity, and the size of the central star only, and they are independent of the initial position and velocity of the particle.
-
We investigate dynamical evolution of gas in barred galaxies using a high-resolution, grid-based hydrodynamic simulations on two-dimensional cylindrical geometry. Non-axisymmetric gravitational potential of the bar is represented by the Ferrers ellipsoids independent of time. Previous studies on this subject used either particle approaches or treated the bar potential in an incorrect way. The gaseous medium is assumed to be infinitesimally-thin, isothermal, unmagnetized, and initially uniform. To study the effects of various environments on the gas evolution, we vary the gas sound speed as well as the mass of a SMBH located at the center of a galaxy. An introduction of the bar potential produces bar substructure including a pair of dust lane shocks, a nuclear ring, and nuclear spirals. The sound speed affects the position and strength of the bar substructure significantly. As the sound speed increases, the dust lane shocks tend to move closer to the bar major axis, resulting in a smaller-size nuclear ring at the galactocentric radius of about 1 kpc. Nuclear spirals that develop inside a nuclear ring can persist only when either sound speed is low or in the presence of a SMBH; they would otherwise be destroyed by the ring material with eccentric orbits. The mass inflow rates of gas toward the galactic center is also found to be proportional to the sound speed. We find that the sound speed should be 15 km/s or larger if the mass inflow rate is to explain nuclear activities in Seyfert galaxies.
-
Many astrophysical high energy phenomena involve relativistic flows. We describe codes for adiabatic and isothermal flows in relativistic regimes. For adiabatic flows, we employ an equation of state (EOS) which is simple and yet approximates very closely the EOS of the single-component perfect gas. For isothermal flows, we use an EOS of constant sound speed. We present the eigenstructures of relativistic hydrodynamics which can be used to build numerical codes, and discuss the calculation of primitive variables from conservative ones for both adiabatic and isothermal flows. The shock tube tests show differences between the two flows.
-
To understand the effect of the initial rotation for tidally bounded clusters with mass spectrum, we performed N-body simulations for the clusters with different degrees of initial rotation and compared to Fokker-Planck results. We confirmed that the cluster evolution is accelerated by the initial rotation as well as the mass spectrum. For the slowly rotating models, the time evolution of mass, energy and angular momentum show good agreements between N-body and Fokker-Planck calculations. On the other hand, for the rapidly rotating models, there are significant differences between two approaches at the beginning of the evolution. By investigating cluster shapes, we concluded that these differences are mainly due to secular instability that takes place for very rapidly rotating clusters. The shape of cluster for N-body simulations becomes tri-axial or even prolate, while the 2-dimensional Fokker-Planck simulation can treat only oblate type axisymmetric systems. We also founded that there is the angular momentum exchange from high mass to low mass.
-
NGC 5728은 Seyfert 2 은하로 활동성 은하핵을 가지고 있다. 우리는 기존에 연구된 NGC5728에 관한 자료 중 중심핵 주변의 ring구조의 형성 원인과 과정을 알아보기 위해 시뮬레이션을 하고자 한다. 이 연구를 위해 CFHT 3.6-m의 OASIS로 은하의 중심부
$12{\times}10arcsec2$ 영역을 관측한 자료를 이용하였다. NGC 5728의 중심핵 주변의 구조는 [OIII]5007 영상에서는 두개의 중심핵이 나타나며,$H{\alpha}$ 영상에서는 NW방향에 ring구조가 뚜렷하게 나타난다. 이러한 ring구조의 반경은 ~5.4arcsec, 기울기${\sim}50^{\circ}$ 으로 은하면과 거의 나란하게 위치해 있는 것으로 예상되며 시계방향으로 회전하고 있음이 알려졌다. 관측 자료는 ring의 NW방향은 다가오고 SE방향은 멀어지고 있음이 보여지며 이러한 ring의 형성 원인이 무엇인지에 대하여 조사하였고 ring의 기울기와 은하면의 기울기의 구조적 위치를 추가적으로 알아보고자 한다. 시뮬레이션 프로그램으로는 GADGET-2를 이용하였으며 IDL로 시뮬레이션 결과를 볼 수 있도록 하였다. 현재 관찰된 ring구조가 나타날 수 있도록 여러 조건하에서 연구를 수행중이다. -
It has been suggested that merging plays an important role in the formation and the evolution of early-type galaxies (ETGs). Optical-NIR color gradients of ETGs in high density environments are found to be less steep than those of ETGs in low density environments, hinting frequent merger activities in ETGs in high density environments. In order to examine if the flat color gradients are the result of dry mergers, we studied the relations between merging features, color gradient, and environments of 281 low redshift ETGs selected from Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Stripe82. The sample contains 222 relaxed ETGs, 38 ETGs with tidal features, 10 galaxies with dust features and 11 galaxies with tidal and dust features, and Near Infrared (NIR) images are taken from UKIRT Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS) Large Area Survey (LAS). We find that r-K color gradients of field sample galaxies are steeper than those of sample ETGs within cluster environments. For the field sample galaxies, a relatively large number of galaxies with peculiar features contribute to the steeper color gradients, while the absence of these peculiar early-type galaxies make color gradients of the cluster sample galaxies intact. In high density environment, ETGs are already evolved and relaxed, resulting flat color gradients. However, in low density environments, a majority of ETGs undergone merging recently which makes the color gradients steep.
-
Recent studies find that some early-type galaxies host Type II or Ibc supernovae (SNe II, Ibc). This may imply recent star formation activities in these SNe host galaxies, but a massive star origin of the SNe Ib so far observed in early-type galaxies has been questioned because of their intrinsic faintness and unusually strong Ca lines shown in the nebular phase. To address the issue, we investigate the properties of early-type SNe host galaxies using the data with Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraviolet photometry and the Sloan Digital Sky Survey optical data. Our sample includes eight SNe II and one peculiar SN Ib (SN 2000ds) host galaxies as well as 32 SN Ia host galaxies. The host galaxy of SN 2005cz, another peculiar SN Ib, is also analyzed using the GALEX data and the NASA/IPAC Extragalactic Database optical data. We find that the NUV?optical colors of SN II/Ib host galaxies are systematically bluer than those of SN Ia host galaxies, and some SN II/Ib host galaxies with NUV - r colors markedly bluer than the others exhibit strong radio emission. We perform a stellar population synthesis analysis and find a clear signature of recent star formation activities in most of the SN II/Ib host galaxies. Our results generally support the association of the SNe II/Ib hosted in early-type galaxies with core collapse of massive stars. We briefly discuss implications for the progenitors of the peculiar SNe Ib 2000ds and 2005cz.
-
We present elemental abundances of 95 blue compact dwarf galaxies (BCDs) at z=0.2~0.35 using the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) DR7. We derived element abundances using Te method. We found that nitrogen abundance of merging BCDs are more enriched than normal BCDs by fast rotating young massive star. On the other hand, neon and oxygen abundances for merging BCDs are slightly lower than the normal BCDs. This might be result from the dilution by metal-poor gas infall during the interaction. This means that merging BCDs undergone star formation event for a long time than normal BCDs and we trying to explain using STARLIGHT code and various star formation rates (SFRs) ratios. At a result, merging BCDs have older stellar population (>10 Myr) more than normal BCDs and have clear distinction in elements abundances versus Ha/UV diagram. We also discuss the characteristics of post merger candidate using FUV to NUV ratios.
-
Park, Gott, & Choi (2008) found that when a galaxy is located within the virial radius from its closest neighbor and the neighbor is an elliptical, the probability of the galaxy to be an elliptical is very sensitive to the large-scale background density over a few Mpc scales. They suggested that the large-scale dependence can be arise if the temperature of a diffuse hot gas held by elliptical galaxies are higher in higher density environment. In this study, to understand the large-scale environment affects the X-ray properties of individual galaxies, we investigated the dependence of the X-ray luminosities of the elliptical galaxies on the large-scale environment using X-ray and optical data which we selected from the ROSAT All-Sky Survey and the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7. To exclude galaxies embedded in an intra-group/cluster medium which could enhance their observed X-ray luminosity, we used isolated elliptical galaxies.
-
Lee, Joon-Hyeop;Kim, Sang-Chul;Ree, Chang-Hee;Kyeong, Jae-Mann;Sung, Eon-Chang;Chung, Ji-Won 59.1
We report the HST pixel analysis results of the interacting S0 galaxy, NGC 5195 (M51B), using the HST/ACS images in the F435W, F555W and F814W (BVI) bands. After 4x4 binning of the HST/ACS images to secure sufficient signal-to-noise ratio for each pixel, we derive several quantities describing the pixel color-magnitude diagram (pCMD) of NGC 5195, such as blue/red color cut, red pixel sequence parameters, blue pixel sequence parameters and blue-to-red pixel ratio. Those parameters reflect the internal properties of NGC 5195 like age, metallicity, dust content and galaxy morphology. To investigate the spatial distributions of stellar populations, we divide pixel stellar populations using the pixel color-color diagram and population synthesis models. As a result, we find that the tidal interaction with NGC 5194 significantly affects the stellar populations in their dust content and mean stellar age. -
Constraining physical (or stellar population) properties - such as stellar mass, star-formation rate, stellar population age, and dust-extinction - of galaxies from observation is crucial in the study of galaxy evolution. This is very challenging especially for high-redshift galaxies, and a widely-used method to estimate physical properties of high-redshift galaxies is to compare their photometric spectral energy distributions (SEDs) to spectral templates from stellar population synthesis models. I will show that the SED-fitting results of high-redshift galaxies are strongly dependent on the assumed forms of star-formation histories. I will also present the results of SED-fitting analysis of observed Lyman-break galaxies which show that parametric models with gradually increasing star-formation histories provide better estimates of physical parameters of high-redshift (z>3) star-forming galaxies than traditionally-used exponentially declining star-formation histories. This result is also consistent with the predictions from the modern galaxy formation models.
-
We present preliminary results of a statistical study on star formation history of infrared luminous galaxies selected from a IRAS-SDSS matched sample. We derive their star formation histories by comparing observed optical spectra and stellar population synthetic model templates. We find that young population fraction (<500 Myr) increases with infrared luminosity, while AGN-host (based on optical line ratios) galaxies show an enhancement of star formation at intermediate age (around 1 Gyr) compared with starburst galaxies. These results support that infrared luminosity is dominated by starburst activity and that there is an evolutionary connection from starburst to AGN.
-
Galactic bars are supposed to be a channel of gas inflow to the galactic center and thus possibly help nuclear star-formation and AGN activities. However, previous studies based on small local samples did not agree with this expectation. We find it necessary to examine the expectation using a large sample and so investigate the effects of bar structures on galactic nuclear activities, based on the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) DR7. We used 6,348 late-type galaxies brighter than Mr = -19.0 in the redshift range
$0.01{\leq}z{\leq}0.05$ . Late-type galaxies are visually classified into barred or unbarred galaxies using SDSS color composite images. We compare the fractions of galaxies showing star-formation and AGN activities among barred and unbarred galaxies as a function of optical color, stellar mass, and black-hole mass. We have found that bar enhances nuclear star-formation activity on galaxies having low stellar mass, and low black-hole mass. This effect is stronger in redder galaxies. In the case of AGN, bar effects are higher in intermediate-mass galaxies. Bars also have an effect on the strength(!) of the star-formation and AGN activity in our sample as well. Thus, it seems that nuclear activities are powered by gas inflow from galactic bar structures perhaps not always but under certain conditions. -
NGC5929는 북동방향으로 0.5' 떨어진 NGC5930의 기조력 영향을 받는 활동성은하이다. 우리는 NGC5930이 NGC5929와의 상호작용에 따라 NGC5929의 활동성을 어떻게 유발하는지 수치실험을 알아보고자 한다. NGC5929의 적경, 적위는 (15h 26m,
$41^{\circ}$ 40')이고, 크기는$1'.14{\times}$ 0'.89이다. 지구로부터 거리는 36.5Mpc(적색편이는$0.00836{\pm}0.00007km/s$ )이다. 관측 자료에서 보인 NGC5929는 원반 모양의 은하 오른쪽 위쪽의 가스는 접근성, 왼쪽 아래 부분은 멀어지는 운동학적 특성이 보인다. 호스트 은하 원반이 기울어져 장축 방향이$PA=85^{\circ}$ , 단축이$PA=45^{\circ}$ 은하의 구조임을 알 수 있다. 이 연구를 위해 우리는 하와이 CFHT 3.6m의 OASIS로 관측한 NGC5929의 중심부를 MR1, MR2로 관측한 영상을 참고하여, 이 영상에서 보이는 활동성 즉, 15*12 arcsec의 OASIS field 영역의 관측 자료에 나타난$H{\beta}$ 영상이나, [O III]에 나타난 제트 형태와 방출방향에 대해 조사하였다. CFHT OASIS의 분석으로 우리는 continuum, [O III],$H{\beta}$ 선을 통한 영상을 조사하였고, 특히 [O III]영상에서 에서 강한 활동은하의 성격이 보인다. 이 방출선의 특성이 별의 UV, 행성상 성운 주변, 블랙홀 주위, 충격파 중 어느 영향이 가장 강한지 조사하였고, [O III]이미지에서 보인 제트의 형성조건에 동반은하 NGC5930의 영향이 어떠한 역할을 하였는지 조사하고,$H{\beta}$ 영상에 나타난 starburs지역도 살펴보고자 한다. 우리는 관측 자료에서 보인 활동성의 근원을 알기 위해 Gadget, Magalie를 사용하여 두 은하의 운동학적 및 은하의 구조에 대해 조사하려고 한다. -
HI gas disks are known to be the largest ISM reservoir in most late type galaxies. When the HI properties of galaxies such as total mass, density, and distribution change, the galaxies may evolve quite differently. In this talk, I will present two groups of galaxies, one undergoing HI stripping and one accreting more gas. I will discuss causes of gas stripping and accretion, and possible consequences in galaxy evolution.
-
Warp phenomenon seems to be ubiquitous among spiral galaxies, and a a number of mechanisms have been suggested as the origin including cosmic infall and tidal interactions. In this work, we compare warp characteristics of cluster spirals and the ones in the field in order to investigate the influence of environment on warping, in particular of gas disks. We make use of a tilted-ring modeling (TRM) method to VLA HI (21cm) data cubes of carefully selected 20 spiral galaxies in the Virgo cluster. The TRM allows us to probe kinematics, e.g., inclination, position angle, and velocity dispersion of HI disks. We compare the properties of each tilted-ring component to mean properties based on optical images. In this contribution, we present preliminary yet important findings on the warp characteristics of spiral galaxies in dense environment, and discuss possible origins of those kinematical structures.
-
It is well known that the cluster environment can change the atomic gas properties of galaxies through tidal interactions and/or by the hot cluster medium. Meanwhile, the molecular gas is expected to be less vulnerable to its surroundings due to its higher density, and no obvious influence of the environment on the molecular gas properties had been found among cluster spirals until recently. However, in a recent study by Fumagalli et al. (2009) of a sub-sample of Virgo spirals, it has been suggested that HI deficient galaxies can be also CO deficient. In order to further investigate if the HI deficiency indeed can result in the deficiency in molecular gas content, we compare the global CO and HI gas properties of Virgo spirals with those of galaxies in the Ursa Major cluster and the Pisces cluster, much lower density environments than Virgo. We discuss possible consequences of molecular gas deficiency in star formation activity of spiral galaxies in high density environment.
-
M82 is a famous starburst galaxy which is dominated by young stellar populations and ISM. Some previous studies indicated the existence of intermediate-age and old stellar population in this galaxy, but little is known about them. We present a study of old globular clusters in M82 using the Hubble Space Telescope archive data. From the cluster survey of M82 we found 650 star clusters. We divided them into disk and halo star clusters according to their position. The color-color diagrams show that all 19 halo star clusters are old globular clusters. The disk sample may include both reddened young clusters and geniune old globular clusters. We estimated their ages using spectral energy distribution fit method with six filter data covering from ultraviolet (F330W) to infrared (F160W), and found that 30 of them are older than 3 Gyr. These are considered to be disk globular clusters. Twelve of the halo globular clusters are found to be partially resolved into their member stars. The (B-V) color range of the halo globular clusters is consistent with that of the Milky Way globular clusters, but most of M82 globular clusters are bluer than (B-V)=0.7. The existence of these old globular clusters suggests that the starburst galaxy M82 has an old stellar halo that may be as old as the Milky Way halo.
-
We present a photometric study of star clusters in three nearby barred spiral galaxies NGC 1300, NGC 1672 and NGC 6217. We use the Hubble Heritage CCD images taken with Advanced Camera for Surveys (ACS) of Hubble Space Telescope (HST) in several filters. We have selected hundreds of star clusters with V
$\leq$ 24 mag in each galaxy, based on the morphological parameters and visual inspection. Most of the blue star clusters with B-V$\leq$ 0.5 are strongly concentrated in spiral arms. A significant fraction of these star clusters are distributed in ansae (the joint between spiral arms and bar structure). Some of the blue star clusters are also found in the nuclear starburst region, especially in NGC 1672. A small number of star clusters are found in the bar region. In contrast, the red star clusters with B-V < 0.5 are relatively uniformly located over the entire field of galaxy, and show some central concentration around the bulge. We discuss the physical properties of these star clusters with the expected results from simulations. -
Han, Won-Yong;Lee, Dae-Hee;Park, Young-Sik;Jeong, Woong-Seob;Ree, Chang-Hee;Nam, Uk-Won;Moon, Bon-Kon;Park, Sung-Joon;Cha, Sang-Mok;Pyo, Jeong-Hyun;Park, Jang-Hyun;Ka, Nung-Hyun;Seon, Kwang-Il;Lee, Duk-Hang;Rhee, Seung-Woo;Park, Jong-Oh;Lee, Hyung-Mok;Matsumoto, Toshio 64.1
MIRIS (Multipurpose Infra-Red Imaging System), is a small infrared space telescope which is being developed by KASI, as the main payload of Science and Technology Satellite 3 (STSAT-3). Two wideband filters (I and H) of the MIRIS enables us to study the cosmic infrared background by detecting the absolute background brightness. The narrow band filter for Paschen${\alpha}$ emission line observation will be employed to survey the Galactic plane for the study of warm ionized medium and interstellar turbulence. The opto-mechanical design of the MIRIS is optimized to operate around 200K for the telescope, and the cryogenic temperature around 90K for the sensor in the orbit, by using passive and active cooling technique, respectively. The engineering and qualification model of the MIRIS has been fabricated and successfully passed various environmental tests, including thermal, vacuum, vibration and shock tests. The flight model was also assembled and is in the process of system optimization to be launched in 2012 by a Russian rocket. The mission operation scenario and the data reduction software is now being developed. After the successful mission of FIMS (the main payload of STSAT-1), MIRIS is the second Korean space telescope, and will be an important step towards the future of Korean space astronomy. -
Mun, Bong-Gon;Park, Yeong-Sik;Lee, Dae-Hui;Cha, Sang-Mok;Park, Seong-Jun;Lee, Chang-Hui;Nam, Uk-Won;Jeong, Ung-Seop;Pyo, Jeong-Hyeon;Lee, Deok-Haeng;Lee, Seung-U;Park, Jong-O;Matsumoto, Toshio;Han, Won-Yong 64.2
MIRIS (Multi-purpose InfraRed Imaging System), 다목적 적외선 영상시스템은 한국천문연구원에서 개발하고 있는 과학위성 3호의 주 탑재체이다. MIRIS 우주관측카메라는 한국에서 최초로 발사되는 천문우주관측용 적외선 우주망원경이다. 그 유효 구경은 80mm 이고, 탑재되는 검출기는 Teledyne사의 PICNIC$256{\times}256$ Array 이며, 이 검출기를 적용한 관측 화각(FoV)은$3.67 deg{\times}3.67 deg$ , Pixel Scale은 51.6 arcsec/pixel 이다. MIRIS는 현재 비행모델의 납품을 앞두고 우주환경 시험을 준비 및 진행하고 있으며, 시스템의 최적화 작업을 함께 수행하고 있다. 최근에 과학기술위성 3호의 발사체가 러시아 Dnepr로 결정되면서 시험 조건이 변경된 시험 항목에 대해서 EQM의 Sine진동, 충격 시험이 Qualification level로 진행되었다. 그리고 MIRIS 비행모델의 열진공 환경 시험 및 진동시험에 대한 준비 현황을 보고한다. MIRIS 비행 모델의 환경시험은 실제 위성이 겪는 acceptance level로 진행되며, 모든 시험을 통과하면 최종 납품이 이뤄질 예정이다. 또한 시스템의 최적화를 위해 수행했던 조립의 수정 항목들도 함께 보고한다. -
We built a simple Adaptive Optics (AO) system at laboratory. This AO system is a step toward developing AO system for astronomical use. In this step, the AO system consists of He-Ne laser as a artificial light source, wavefront sensor, MEMS (Micro electro mechanical system) type deformable mirror and several lenses. MEMS deformable mirror allows the compact system at low cost and the only several mm sized collimated beam. We made Shack-Hartmann wavefront sensor using a lenslet array and a fast frame CCD. Its performance is verified using an artificial phase disturber and noting the movement of spot images by the lenslet array. The frame rate of the driving software is about 70 fps, depending on the control parameters. The characteristics of MEMS deformable mirror was measured which includes the voltage-to-deflection relation, influence function, and cross-talk. The total system is operated under closed-loop control for the artificial phase disturber and the wavefront is found to be compensated successfully.
-
천체관측에서 가장 중요한 요소인 초점은 관측된 영상의 활용가치를 좌우하게 된다. 관측자가 직접 관측하는 망원경의 경우 직접적인 확인을 통하여 초점을 맞추어 관측하지만, 관측자가 개입하지 않는 자동관측 망원경의 경우 초점을 맞추는 일은 생각처럼 쉬운 일이 아니다. 자동으로 초점을 맞추기 위하여 기본적으로 활용되는 변수는 FWHM(Full with Half Maximum)이며, 초점이 전혀 맞지 않는 영상의 경우 FWHM을 결정할 수 없으며, 자동관측 망원경의 경우 관측된 영상을 전부 사용할 수 없게 된다. 본 연구에서는 초점이 전혀 맞지 않는 경우에도 초점을 맞출 수 있도록 FWHM을 활용하지 않고 별상의 크기를 직접 계산하여 좋은 초점을 맞출 수 있는 프로그램을 개발하였으며, 새로 개발한 프로그램은 결과 도출시간이 빠르고 광축이 맞지 않은 영상에서도 활용할 수 있어 활용성을 극대화 하였다. 한편, 리눅스 및 윈도우 기반의 영상 관측 컴퓨터에서도 활용할 수 있어 앞으로 활용성이 더 많아 질 것으로 기대한다.
-
천체망원경을 이용한 측광관측은 주로 CCD를 이용하여 이루어지고 있으며, CCD를 이용한 측광관측은 CCD를 구성하는 픽셀마다 양자효율이 일정하지 않기 때문에 Flat 관측을 이용하여 보정을 하고 있다. 한편, Flat 관측은 주로 빈 하늘을 찍는 Sky Flat 방법을 이용하고 있으나, Sky Flat을 관측하는 방법은 계절에 따라 시작 시간이 다르고, 제한적인 관측 시간 내에 관측자의 판단으로 이루어지고 있는 실정이다. 특히 제한적인 관측시간은 관측자의 상당한 신중함을 요구하고 있어 노출시간 조절 및 시작 시간을 지나게 되면 Sky Flat 영상을 얻지 못하는 경우도 있다. 이러한 제약 조건에서 효율적인 Flat관측을 하기위해 AutoFlat 프로그램을 개발하였다. AutoFlat 프로그램은 5초 노출로 빈 하늘을 찍으며 관측된 이미지에서 정해진 하늘의 밝기가 되면 자동으로 노출 시간을 계산하고, 각각의 필터별로 관측을 하는 동시에 적절한 이름을 주어 자동으로 저장하게 되어 있다. 이번 연구에서 개발한 AutoFlat 프로그램은 관측자가 Flat 관측을 진행하지 않아도 안정적이면서 효율적인 Flat 관측을 수행하여 앞으로 CCD를 이용한 측광 관측에서 유용하게 사용될 것으로 기대된다.
-
Kim, Gwang-Dong;Na, Ja-Gyeong;Han, Jeong-Yeol;O, Se-Jin;Jang, Bi-Ho;Jang, Jeong-Gyun;Han, In-U;Im, In-Seong 66.2
2010년11월 23일 14:00 북한의 연평도 포격사건 이후 주야간으로 원거리 적을 감시하거나 미확인 표적을 확인 할 수 있는 장비가 필요하다고 생각되어진다. 한국천문연구원은 그 동안 천체관측을 목적으로 시민천문대 및 연구용으로 60cm급 광학망원경과 위성용 적외선망원경과 카메라를 개발하여 왔다. 이 기술을 이용하여 군에서 활용할 수 있는 주야간 대구경 감시 시스템을 개발 할 수 있으리라 본다. 또한 개발 한다면 대적 감시능력을 강화할 것이며, 국방의 핵심기술을 확보하리라 생각되어진다. -
Lee, Bang-Won;Park, Yong-Seon;Kim, Chang-Hui;Choe, Han-Gyu;Kim, Jeong-Hun;No, Jin-Cheol;Lee, Cheol-Hwan 67.1
태양으로부터 날아오는 고에너지 하전 입자들은 인공위성이나 지구의 통신장비에 심각한 고장을 일으킬 수 있다. 이런 사고를 방지하기 위해서는 사전에 태양풍의 물리량을 알아내는 것이 중요하다. 이를 위해 inter planetary scintillation 현상을 이용하여 태양풍의 운동을 예보하는 시스템을 전파연구소와 협력하여 개발할 예정이다. 그 첫 단계로 이 시스템보다 작은 규모의 시제품을 만들어 동작을 입증하고자 한다. 이 시제품은 각각 16개의 다이폴 안테나로 구성된 타일 3개로 이루어져 있다. 다이폴 안테나들의 중심주파수는 350MHz이고, 대역폭은 약10MHz이다. 48개의 다이폴 안테나들의 총 집광면적은 약 30m2이고, 타일 내의 다이폴 안테나들을 나선형으로 배열해 grating lobe의 크기를 감소시켰다. 각 안테나에서 나오는 신호는 저 잡음의 LNA를 이용해 증폭하여 beam former로 인가된다. Beam former는 안테나에서 나오는 신호의 위상을 조절하고 합쳐서 약 15도 크기의 빔을 만들고 전자적으로 천체를 추적한다. Beam former에서 나온 신호는 수신기에서 저주파의 신호로 변환되는데, 국부발진기를 조절하여 radio frequency interference에 능동적으로 대처할 수 있도록 하였다. 수신기에서 나오는 아날로그 신호는 digitizer를 최대 107sps의 빠르기로 2바이트의 디지털 신호로 전환된다. Labview 프로그램을 사용하여 3개의 타일에서 나온 신호를 합성해서 태양 근처의 전파원을 추적하도록 하였다. -
Kim, Sang-Hyeok;Jo, Jeong-Hun;Jang, Seung-Hyeok;Park, Su-Jong;Kim, Geon-Hui;Yang, Sun-Cheol;Heo, Myeong-Sang;Lee, Sang-Yong 67.2
Schwarzschild-Chang 망원경은 두 개의 반사경을 사용한 비축 망원경이다. 이 망원경에 사용된 비축 광학 이론을 이용하면 선형 비점수차를 완전히 제거할 수 있으며 3차 이상의 고차수차들도 동축 광학계와 동일한 정도로 최소화 시킬 수 있다. 이 망원경 디자인을 응용하면 단일 광학계 망원경을 제작할 수 있을뿐만 아니라 2개의 망원경 시스템을 조합할 경우 색수차나 중앙차폐 없이 대형 망원경의 focal reducer 또는 분광기의 내부 광학 장치로도 사용할 수 있다. 본 연구팀은 현재 구경 50 mm, 유효초점거리 100 mm, 시야각$8{\times}8^{\circ}$ 인 Schwarzschild-Chang 망원경 시험 모델을 완성했다. 본 발표에서는 적외선 관측을 직접 할 수 있는 Schwarzschild-Chang 망원경의 개발 진행과정에 대하여 설명한다. -
이 연구에서는 한국과학영재학교 SEMO 천문대 리치크레티앙 16인치 반사망원경에 장착된 CCD를 연구용으로 사용하기 위해 기기적인 특성을 조사하였다. 한국과학영재학교 학생들은 천문대의 장비를 활용하여 2006년부터 개인연구 및 R&E 연구를 수행하고 있다. 최근 2010년 8월에 시야각을 넓히기 위하여 초점비를 f/9에서 f/5.4로 낮추는 리듀서를 장착하였고 CCD 특성을 파악하고자 한다. 이번 연구는 이 관측 시스템에서 얻을 수 있는 자료의 한계와 신뢰성을 검증하고자 하고 사용하고 있는 CCD 의 기기적 특성을 고려하고자 한다. 이 연구에서는 영점 영상, 암전자 영상, 바닥 고르기 영상을 얻었고, 포화 한계, 선형도, 노출시간에 따른 공간적 차이 등을 조사하였다. 최종적으로는 B, V 필터를 이용한 표준성 측광을 수행하여 시스템의 신뢰성을 검증해 보았다.
-
Kim, Bong-Gyu;Han, Seok-Tae;Byeon, Do-Yeong;Jo, Se-Hyeong;Kim, Gi-Tae;O, Se-Jin;Wi, Seok-O;Lee, Jeong-Won;Son, Bong-Won;Lee, Sang-Seong;No, Deok-Gyu;O, Chung-Sik;Je, Do-Heung;Yeom, Jae-Hwan;Park, Seon-Yeop;Jeong, Tae-Hyeon 68.2
KVN은 2008년말에 3 대의 망원경 구축을 완료하고, 2009년에는 22/43 GHz 수신기를 각 망원경에 설치하였으며, 2009년말부터는 이 망원경들을 이용한 단일안테나 연구관측 및 VLBI 시험관측에 착수하였다. 2010년에는 86 Hz 수신기 1 대를 도입하였고, 129 GHz 수신기의 경우 믹스 개발을 완료한 후 현재 수신기 1대를 조립하고 있다. 적어도 1 set의 86/129 Hz 수신기가 금년 내에 연세망원경에 설치되어 시험관측이 수행될 예정이다. 2010년에는 또한 안테나의 크래딩 작업을 완료하여 지향성을 개선하였으며, 단일 안테나 연구관측 결과를 논문으로 생성하기도 하였다. 2011년말부터는 VLBI 연구관측에 착수할 예정이며, 관측시간의 50 %를 일본의 VERA와 공동관측에 활용할 예정이다. 2010년말에는 동아시아VLBI센터 건물의 건설이 착수되었으며, 2012년 6월경에 완공될 예정이다. -
The multi-band receiving feed which is one of the unique characteristics of the Korean VLBI Network (KVN) system compare to the other VLBI network enables to study precise astrometry with a source frequency phase referencing (SFPR) techniques. SFPR almost perfectly compensates the dominant non-dispersive tropospheric fluctuations by observing sources with multi-frequency simultaneously, and it also corrects the dispersive ionospheric fluctuations by adding a slow source-switching observation. In this talk, I will present the results from the KVN astrometric observations with SFPR and the achievable astrometric accuracy in KVN will be discussed.
-
Nguyen, Huynh Anh Le;Pak, Soo-Jong;Im, Myung-Shin;Kang, Won-Seok;Lee, Sang-Gak;Ho, Luis C.;Pyo, Tae-Soo;Jaffe, Daniel T. 69.2
We present medium resolution spectra in the near-infrared (IR) band 1.4-1.8 microns at a resolving power of R = 5000-10000 of template stars in G, K, and M types with luminosity classes of III observed by the echelle spectrometer, IRCS, at the SUBARU 8.2 m telescope. Identification of lines in the template star spectra has been completed base on the reference of Arcturus spectrum. We measured equivalent width (EW) of the lines, and analyze the trends of EW through the stellar spectral types. -
During the summer of 2010, the first low-latency search for gravitational waves from compact binary coalescences was performed using the LIGO and Virgo instruments. The aim was to provide triggers for follow-up by electromagnetic telescopes. In this presentation we will describe the low-latency pipeline used to produce these triggers, including the time-delay-based procedure used to localize them on the sky.
-
Ultra-high energy cosmic rays(UHECRs) refer cosmic rays with energy above 1018eV. UHECR experiments have employed air shower simulations to quantify the properties of cosmic rays. Using COSMOS and CORSIKA, we have produced a library of over 15000 thinned extensive air shower(EAS) simulations with the primary energies ranging from 1018.5eV to 1020eV and the zenith angle of primary cosmic ray particles from 0 to 45 for proton and iron primaries. We have compared the results from CORSIKA and COSMOS. The comparison has shown perceptible differences in the ground distributions, longitudinal distributions, Calorimetric energy, and Xmax distributions. We have also measured the detector response evaluated using GEANT4 simulations. Here, we discuss S(800), i.e. the signal at a distance of 800 m from the shower core, as the primary energy estimator and present the lateral distribution function(LDF) with S(800).
-
O, Se-Jin;No, Deok-Gyu;Yeom, Jae-Hwan;O, Chung-Sik;Jeong, Jin-Seung;Son, Do-Seon;Park, Seon-Yeop 71.1
한일상관센터(Korea-Japan Correlation Center, KJCC)는 한국천문연구원이 일본국립천문대와 공동으로 2006년부터 개발한 한일공동VLBI상관기(Korea-Japan Joint VLBI Correlator, KJJVC)의 설치를 2010년 완료하였으며, 2010년 5월 13일에 개소하였다. 한일상관센터에 설치된 한일공동VLBI상관기는 한국우주전파관측망(Korean VLBI Network, KVN), VERA(VLBI Exploration of Radio Astrometry), JVN(Japanese VLBI Network), 그리고 중국의 Chinese VLBI Network(CVN)을 연결하여 관측한 동아시아 지역의 VLBI 관측데이터의 상관처리를 2011년 하반기부터 정상적으로 수행할 예정이다. 한일상관센터의 정상운영을 위해 각 하드웨어 시스템들의 시험운영을 진행하고 있으며, KVN과 VERA로 관측한 VLBI 관측데이터의 상관처리를 진행하고 있다. 특히 상관분석 소프트웨어 부분에서 상관처리 결과를 과학적 목적으로 분석할 수 있는 상관후처리 소프트웨어 개발을 한일공동으로 진행하고 있으며, 현재 소프트웨어 디버깅 작업을 진행하고 있다. 본 발표에서는 한일상관센터의 전체적인 하드웨어 및 소프트웨어 구성, 상관결과 분석방법, 운영방법 등의 내용을 중심으로 기술한다. -
한국천문연구원은 한일상관센터(Korea-Japan Correlation Center)에 2009년부터 한일공동 VLBI상관기(Korea-Japan Joint VLBI Correlator, KJJVC)를 설치하여 운영하고 있다. 한일공동VLBI상관기는 한국우주전파관측망(Korean VLBI Network, KVN), VERA(VLBI Exploration of Radio Astrometry), JVN(Japanese VLBI Network)을 연결하여 관측을 수행하고 동아시아 지역의 VLBI 관측망의 상관처리를 담당할 예정이다. 한일공동VLBI상관기 중에서 데이터동기재생처리장치(Raw VLBI Data Buffer, RVDB)와 관측데이터를 재생할 수 있는 재생기 시스템(Mark5B)간의 데이터 전송은 1Gbps 전송속도를 가지는 VSI(VLBI Standard Interface)규격의 전송케이블을 통하여 수행된다. 고속 데이터 전송에 있어 발생하는 전자기방해(Electromagnetic Interference, EMI)는 관측 데이터의 손실을 발생시키며, 이러한 고속데이터 전송간에 발생하는 EMI는 케이블의 길이가 길어질수록 많이 발생하게 되며 향후 상관기 시스템의 확장을 고려할 때 상당한 문제점을 초래 할 수 있다. 따라서, VSI규격의 통신에서 발생하는 EMI 노이즈 정도를 측정하고, 노이즈 제거 필터를 적용하여 데이터 손실을 최소화 할 수 있는 방안을 고려하였다. 본 발표에서는 한일공동VLBI상관기(KJJVC)에서 운용되는 고속재생기(Mark5B)와 RVDB간의 VSI방식의 데이터 전송에 있어 야기되는 EMI를 제거하고 관측 데이터의 손실을 최소화할 수 있는 방안을 제안한다.
-
Gang, Yong-U;Je, Do-Heung;Wi, Seok-O;Han, Seok-Tae;Byeon, Do-Yeong;Kim, Gwang-Dong;Kim, Su-Yeon 72.1
한국우주전파관측망(Korean VLBI Network, KVN)을 이루는 21m 전파망원경 수신기들의 전파세기를 모니터링하기 위하여, 전파세기 측정기를 설계, 제작 중에 있다. 이 장치는 수신된 우주전파신호를 주파수로 변환해서, 전파관측 중의 모니터링이나 수신신호특성을 파악하는데 필요한 장치이다. 지난 연구(강용우 외, 2010)에서 이러한 회로 특성 파악과 개선을 위하여, 다양한 실험을 할 수 있게 전파세기 시험용 측정기를 제작하고 시험한 바 있다. 본 연구에서는 시험용 측정기의 시험 결과를 바탕으로, EPLD(Erasable Programmable Logic Devices)를 이용한 전파세기측정기를 새로 개발 중에 있다. 이에 지금까지의 개발 내용을 소개하고자 한다. -
CHUNG, HYUN-SOO;OH, SE-JIN;JE, DO-HEUNG;ROH, DUK-GYOO;SOHN, BONG-WON;LEE, SANG-SUNG;KIM, HYO-RYOUNG 72.2
세계전파통신회의 (WRC; World Radiocommunication Conference)회의는 국제전기통신연합(ITU)에서 발행하는 국제 전파법과 관련된 전파규약을 갱신하거나 새로운 법 제정을 위해, 3-4년 간격으로 개최되는 전파통신 관련 회의라고 할 수 있다. 차기 WRC회의는 2012년 1월23일 - 2월 17일에 개최되며, 따라서 동 회의에서 다룰 의제들의 사전 연구결과에 대한 보고서가 필요하다고 하겠다. 그러므로 WRC 본회의 개최 6개월 전에 상기 기술문서를 의제별로 종합 작성하기 위해 CPM (Conference Preperatory Meeting) 회의를 개최해야 하며, 본 CPM회의에서 작성된 기술보고서의 내용들은 WRC 본회의에서의 여러 가지 국제법의 결정사안에 대한 중요한 정보를 제공하게 된다고 할 수 있다. 2011년 2월 14일-2월 25일에 걸쳐 스위스에서 개최된 CPM-11 2차회의에서는 전파천문업무 보호 및 22 GHz 대역 달탐사, 38 GHz 대역 Space-VLBI운용대역과 관련된 WRC-11 의제 1.6, 1.11, 1.12 등에 대해 활발한 토론이 있었다. 따라서 한국천문연구원에서는 향후 일본과 국제공동관측을 수행하게될 space-VLBI의 운용과 관련하여, 관련 과학업무의 보호를 위한 동 회의의 최종결과 및 향후 WRC-12회의에 대한 대응책에 대해서도 알아보고자 한다. -
CHUNG, HYUN-SOO;ROH, DUK-GYOO;OH, SE-JIN;JE, DO-HEUNG;SOHN, BONG-WON;LEE, SANG-SUNG;KIM, HYO-RYOUNG 73.1
세계전파통신회의 (WRC; World Radiocommunication Conference)회의는 국제전기통신연합(ITU)에서 발행하는 국제 전파법과 관련된 전파규약을 갱신하거나 새로운 법 제정을 위해, 3-4년 간격으로 개최되는 전파통신 관련 회의라고 할 수 있다. 차기 WRC회의는 2012년 1월23일 - 2월 17일에 개최되며, 따라서 동 회의에서 다룰 의제들의 사전 연구결과에 대한 보고서가 필요하다고 하겠다. 그러므로 WRC 본회의 개최 6개월 전에 상기 기술문서를 의제별로 종합 작성하기 위해 CPM (Conference Preperatory Meeting) 회의를 개최해야 하며, 본 CPM회의에서 작성된 기술보고서의 내용들은 WRC 본회의에서의 여러 가지 국제법의 결정사안에 대한 중요한 정보를 제공하게 된다고 할 수 있다. 2011년 2월 14일-2월 25일에 걸쳐 스위스에서 개최된 CPM-11 2차회의에서는 전파천문업무 보호 및 22 GHz 대역 달탐사, 38 GHz 대역 Space-VLBI운용대역과 관련된 WRC-11 의제 1.6, 1.11, 1.12 등에 대해 활발한 토론이 있었다. 따라서 국내의 달탐사계획과 관련되어, 신규주파수 분배를 다룬 WRC-12의제에 대해 동 회의의 최종결과 및 향후 WRC-12회의에 대한 대응책에 대해서도 알아보고자 한다. -
CHUNG, HYUN-SOO;JE, DO-HEUNG;OH, SE-JIN;ROH, DUK-GYOO;SOHN, BONG-WON;LEE, SANG-SUNG;KIM, HYO-RYOUNG 73.2
세계전파통신회의 (WRC; World Radiocommunication Conference)회의는 국제전기통신연합(ITU)에서 발행하는 국제 전파법과 관련된 전파규약을 갱신하거나 새로운 법 제정을 위해, 3-4년 간격으로 개최되는 전파통신 관련 회의라고 할 수 있다. 차기 WRC회의는 2012년 1월23일 - 2월 17일에 개최되며, 따라서 동 회의에서 다룰 의제들의 사전 연구결과에 대한 보고서가 필요하다고 하겠다. 그러므로 WRC 본회의 개최 6개월 전에 상기 기술문서를 의제별로 종합 작성하기 위해 CPM (Conference Preperatory Meeting) 회의를 개최해야 하며, 본 CPM회의에서 작성된 기술보고서의 내용들은 WRC 본회의에서의 여러 가지 국제법의 결정사안에 대한 중요한 정보를 제공하게 된다고 할 수 있다. 2011년 2월 14일-2월 25일에 걸쳐 스위스에서 개최된 CPM-11 2차회의에서는 전파천문업무 보호 및 22 GHz 대역 달탐사, 38 GHz 대역 Space-VLBI운용대역과 관련된 WRC-11 의제 1.6, 1.11, 1.12 등에 대해 활발한 토론이 있었다. 따라서 한국천문연구원에서는 전파천문업무와 관련된 국가기고서를 제출하였으며, 이와 관련된 동 회의의 최종결과 및 향후 WRC-12회의에 대한 대응책에 대해서도 알아보고자 한다. -
Ryu, Dong-Su;Kim, Jong-Su;Son, Bong-Won;An, Gyeong-Jin;Jeong, Ae-Ri;Jo, Jeong-Yeon;Choe, Min-Ho 74.1
Square Kilometer Array(SKA)는 1평방킬로 미터에 달하는 넓은 집광 면적 (very large collecting area), 넓은 시야(very large field of view), 광대역 주파수(very wide frequency range), 긴 기선(very large baseline)을 갖추고, 전파천문학의 연구를 획기적으로 향상시킬 전파망원경으로 기획되고 있는 초대형 국제협력 사업이다. 본 발표에서는 SKA를 위해 제안된 key science를 개관한 후, SKA 참여를 목표로 국내에서 수행되고 있는 science 연구를 요약한다. -
SKA(Square Kilometre Array)는 수많은 전파망원경으로 이루어진 간섭계로, 그 총 유효 단면적이 약 1평방킬로미터이기 때문에, SKA라는 이름이 붙었다. 2024년 가동 예정인 SKA는, 감도(sensitivity)는 현존하는 가장 좋은 전파간섭계보다 50배, 하늘 서베이 속도는 약 만 배 빠를 것으로 예상된다. SKA는 파장 대역 별로 세 가지 서로 다른 전파 간섭계 (Sparse Aperture Array, Dense Aperture Array, and Dish Array)를 설치할 예정이다. 본 발표에서는 최근 SKA 개념 설계, SKA를 위한 조직 변화, 그리고 한국 참여 현황을 소개하겠다.
-
한국천문연구원의 대형광학망원경 개발사업(K-GMT)은 거대마젤란망원경(GMT; Giant Magellan Telescope)의 지분 10% 확보를 목표로 2009년부터 2018년까지 수행하고 있는 사업이다. 2010년에는 GMT 이사회 한국 개최, GMT 부경 시험 모델 설계, GMT 1세대 관측기기 후보로 선정된 GMTNIRS 개념설계연구 등을 수행하였으며 K-GMT 과학기기워킹그룹을 중심으로 거대망원경 여름학교와 국제워크숍을 개최하였으며. 본 사업의 3차년도인 2011년에는 부경시험 모델 설계에 따른 제작 시험, GMTNIRS 개념설계 완료, GMT 핵심과학연구주제 연구를 통한 연구역량 강화 등이 수행될 예정이다. 본 발표에서는 각 분야별 K-GMT 활동 계획을 보다 상세히 보고한다.
-
Kim, Yeong-Su;Park, Gwi-Jong;Go, Ju-Heon;Jang, Jeong-Gyun;Yang, Ho-Sun;Kim, Ho-Sang;Lee, Gyeong-Don;An, Hyo-Seong;Cho, Myung;Gyeong, Jae-Man;Park, Byeong-Gon;Cheon, Mu-Yeong;Yun, Yang-No 75.2
한국천문연구원은 GMT (Giant Magellan Telescope)의 부경 중의 하나인 FSM (Fast Steering Mirror)의 시험모델을 개발 중이다. 구경 1.06m의 비축 비구면 반사경을 시험제작하기 위하여 경량화 설계를 하였고 실제 가공 준비를 하고 있다. 반사경의 tip-tilt 제어를 위해서는 mathmatical model을 작성하고 실제 test-bed를 제작하였다. 이 논문에서는 FSM 시험모델의 개발 현황에 대해 논한다. -
김해천문대는 2002년에 개관하여 대전, 영월을 이어 세 번째로 건립된 초기 시민천문대이다. 당시 지방자치단체에서 지방과학관 사업으로 국비를 받아 건립하였다. 초기에 개관한 시민천문대에 대한 국민들의 뜨거운 호응에 힘입어 이후 지방과학관 사업에서 대부분 시민천문대 형태로 건립되었는데, 현재 약 20개 정도의 지방자치단체에서 시민천문대를 건립하였다. 현재 도서관, 수련원, 교육과학연구원 등 기존의 교육 기관에 딸린 부설 천문대를 포함하면 청소년, 시민들이 이용할 수 있는 성격의 천문대는 전국적으로 약 80개에 이른다. 이러한 시민천문대의 등장은 국민들의 천문에 대한 관심을 높여 우리나라의 천문학 발전에 밑거름이 될 수 있기 때문에 매우 중요하다. 따라서 시민천문대에 대한 학계, 교육계의 관심과 협조가 향후 천문학 발전에 중요한 밑거름 역할을 할 수 있을 것이다. 또한 시민천문대의 운영은 일반적인 과학관과는 달리 천체를 보여주는 등, 관측 활동을 중심으로 진행하기 때문에 창의적인 다양한 방법의 운영을 시도하는 것이 무엇보다도 중요하다. 특히 김해천문대의 경우 초기의 관람중심을 탈피하여 교육프로그램 중심의 운영함으로서, 소행성 탐사, 자체 기술개발 등 연구 활동이 가능할 정도로 발전하였다. 본 발표에서는 김해천문대에서 지난 9년간 진행된 다양한 사업과 프로그램을 소개하고 김해천문대 운영의 운영 변화 과정과 그 결과를 통해 향후 시민천문대의 운영 방향을 말하고자 한다.
-
이 연구의 목적은 7차 교육과정에서 소개된 과학적 자유탐구 활동 모형을 개발하고 이러한 자유탐구 활동모형에 대한 효과를 알아보기 전에 예비 초등교사들의 인식조사를 하는 것이다. 개발 목적은 학생들의 과학탐구 활동능력신장에 있으며, 본 연구는 천문학사에 근거한 예를 사용하였다. 연구방법으로 Lawson(2010)의 과학적 탐구추론모형을 택하였다. 천문학사에서 예를 택해 자유탐구 모형과 설문지를 개발하여 예비초등교사들의 인식조사를 실시하였다. 연구결과는, (1)대부분 예비 초등교사들은 이러한 자유탐구전략의 사용에 대한 아이디어를 좋아했으며, (2)이러한 과학적 자유탐구활동의 사용의 효과 또한 대부분의 응답자들이 잘 인식하고 있었다. (3)그럼에도 불구하고 많은 예비 초등교사들은 이러한 자유탐구 전략의 구성이 쉽지 않은 과정임을 인식하였고, 학생들에게 적합한 자유탐구활동모형의 개발을 위해서는 학생을 지도하는 교사들이 서로가 협력해야 한다고 응답하였다.
-
현재 국내에는 약 30여 개의 종합(관측실과 투영관이 있는) 천문시설이 운영 중에 있으며 매년 2-3개의 시설이 추가로 건설 되고 있다. 대부분의 천문시설에서는 별자리 설명, 천체투영관에서의 영상물 상영, 그리고 천체망원경을 이용한 관측실습 등 한정된 소재와 일관된 형식의 천문교육 프로그램을 운영 하고 있다. 하지만 천문학은 일반 대중들이 많은 흥미와 관심을 가지는 분야이기 때문에 여러 가지 다양한 소재와 형식의 교육프로그램 및 콘텐츠 개발이 필요하다. 특히 최근 언론에 자주 등장하는 UFO, 황도 13궁, 태양 폭발, 우주선(Cosmic Rays)이 지구에 미치는 영향 등의 소재들은 일반인들이 잘못된 개념을 가지기 쉬운 분야이기 때문에 여기에 대한 올바른 과학내용을 일반인들이 이해하기 쉽도록 전달하는 것이 필요하다. 교육 콘텐츠는 디지털 천체투영기를 이용한 스크립트 프로그램 개발, 관측실습 전 후의 이론 교육 등 다양한 형태가 될 수 있다. 각 천문시설 운영자들이 직접 다양한 교육 콘텐츠를 개발하는 데에는 한계가 있으므로 기관협력체나 천문연구원 등의 체계적인 천문교육 콘텐츠 개발 및 보급이 절실하다.
-
2010년 천체투영관을 갖춘 9개 기관 천문관련 시설의 운영실무자들에게 설문지를 배포하여 시설 현황, 운영 및 교육 프로그램에 관한 사전조사를 실시하였다. 설문조사에서 천체투영관의 운영 활성화와 교육적 활용을 높일 수 있는 방안으로 시설 보완과 교육 프로그램 개발이 필요하다는 의견이 많았다. 특히 초등학생들을 위한 천문교육 프로그램 개발이 시급하다는 운영자들의 공통된 의견을 들을 수 있었다. 이번 연구에서는 1)국외에서 이용되고 있는 천체투영관 활용 교육프로그램을 조사하였고, 2) 조사결과를 기초로 우리의 현재 환경과 초등 과학과 교육과정 등을 고려하여 교육프로그램을 개발 하였다. 이번 발표에서는 국외에서 활용되고 있는 교육 프로그램들과 개발된 교육용 활동지 및 가이드북을 소개 하고자 한다. 개발된 교육용 활동지와 가이드북을 적극 활용할 경우 천체투영관의 운영 활성화와 교육적 활용을 극대화 할 수 있을 것으로 기대된다.
-
비형식교육의 장인 과학관은 전시물과 그 전시물을 설명한 판넬 등을 통하여 교육적 기능을 담당한다. 비형식 교육의 중요성 때문에, 과학관 전시는 전시물과 내용이 관람자와 교감하고 상호작용해야 할 뿐만 아니라 관람자에게 설득적으로 구성될 필요가 있으며, 하나의 공간에서 학습과 휴식이 어우러지면서 즐거움을 제공할 수 있어야한다. 이러한 과학관 전시의 요구사항을 충족시키기 위하여 가장 우선적으로 도입할 수 있는 방법이 스토리텔링이다. 스토리텔링은 '이야기하다'로서 관람객들에게 흥미 유발의 기능을 가지며, 그 효과가 단순 나열식보다 훨씬 크다. 하지만 스토리텔링기법에도 지식과 정보량에 있어서는 단점이 있다. 이것을 보완하기 위한 한 방법으로 전시물 설명에 논증 기법의 도입이 대두되고 있다. 즉, 거시적인 관점에서는 스토리텔링을 이용한 하나의 스토리를 도입하는 한편, 미시적인 관점에서는 논증의 구조를 따른 설명문을 이용한다면, 관람객들에게 흥미와 함께 지식과 정보를 모두 줄 수 있다. 이 연구에서는 논증과 스토리텔링의 조화된 결합을 통해 과학관의 전시를 재배열하는 작업을 수행하였다. 거시적인 관점과 미시적인 관점에서의 점검기준으로 영국의 자연사 박물관과 국립과천과학관 자연사관 우주와 지구관의 전시물의 구조를 분석 하였다. 그 결과 영국의 자연사 박물관과는 달리 국립과천과학관의 전시물은 스토리 내용, 설명문의 내용, 체험위주의 전시물이 부족하였다. 따라서 현 과천과학관의 전시물에 대해 스토리텔링과 Booth 등(2008)과 Lawson(2003)의 논증과의 조화를 도입하는 것이 바람직하다.
-
대전국립중앙과학관의 천문영역 전시가 Booth et al(2008)의 논증을 기초로 한 과학철학 측면에서 얼마나 잘 부합되는지 확인하는 것이 이 연구의 목적이다. 과학관은 비형식 교육기관 중 하나이다. 과학관의 전시물들은 관람자들에게 정보를 전달하고, 관람자들은 전시물들을 통하여 지식을 탐구한다. 그러므로 교육적 상호작용을 뒷받침하는 이론적인 기준이 필요하다. Booth et al(2008)이 주장한 논증모형은 관람객의 심리적인 진행과정을 고려한 과학철학이다. 그렇기 때문에 과학관 전시에 Booth et al(2008)의 논증이 적용된다면, 관람객들은 전시물들이 의도한 지식을 스스로 탐구 할 수 있다. 김정엽(2011)은 Booth et al(2008)의 논증을 이용하여 과학관 천문영역 전시형태를 재구성하였고, 대학생들을 상대로 설문 조사와 SPSS 통계 분석을 수행하여, 재구성한 전시형태가 정보전달과 지식 탐구 관점에서 기존보다 더 설득력 있음을 보인 바 있다. 최근 대전국립중앙과학관은 천문영역 전시를 개선하였다. 그러므로 개선된 전시가 Booth et al(2008)의 논증을 기반으로 한 기준에 적합한지를 재분석할 필요가 있다. 분석 결과, 거시적인 전시형태는 이전에 비해 큰 변화를 보이지 않았으나, 미시적인 전시내용은 상당히 많은 부분에서 개선이 있음을 확인하였다. 그 자세한 분석 내용과 결과를 논의한다.
-
별 탄생 과정은 코어라 불리는 고밀도의 분자운이 중력붕괴를 거쳐 중심에 원시성을 만들고 원반을 통해 코어로부터 원시성으로 물질을 유입하는 과정이다. 이 과정에서 방출되는 광자는 원반이나 envelope에 있는 먼지 티끌들에 의해 흡수되어 적외선이나 서브밀리미터 영역에서 재 방출된다. 뿐만 아니라, 가스도 outflow에 의한 충격파 등에 의해 수 백도이상까지 데워져 적외선 영역에서 방출선을 만들게 된다. 그러므로 별 탄생 연구에 있어서 적외선 관측은 매우 중요하다. 최근 고감도, 고분해능의 적외선 우주 망원경들의 활약으로 별 탄생 과정에 대한 이해가 한 층 깊어지고 있기에, 이들 적외선 우주 망원경들을 이용한 별 탄생 관련 연구들을 소개하고자 한다.
-
Seong, Hyeon-Il;Lee, Jeong-Eun;Lee, Sang-Gak;Gang, Won-Seok;Lee, Byeong-Cheol;Seong, Hwan-Gyeong;Yang, Yun-A;Park, Geun-Hong;Jeon, Yeong-Beom;Lee, Hye-Ran 81.2
별 생성 과정은 코어라 불리는 고밀도의 분자운이 중력붕괴를 일으켜, 코어의 물질이 원반을 거쳐 원시성으로 유입되는 과정이다. 최근 들어, 원시성으로의 물질 유입량이 시간에 따라 일정하지 않으리라는 것이 일반적으로 받아들여지고 있으며, FU orionis에서 일어났던 accretion burst가 그 하나의 증거로 제시되고 있다. 지난 9월, 또 하나의 FU orionis-type burst가 HBC 722라 불리는 한 young stellar object에서 일어났다. 이 accretion burst로 인해 HBC 722는 V등급에서 4등급 밝아졌으며, 현재 서서히 어두워져 가고 있다. 우리는 지난 11월 말부터 4차례의 BOES 관측을 이 천체에 대해 수행하였고, 그 결과를 발표하고자 한다. -
We present a new code for solving non-LTE radiative transfer problems in a general grid (RIG). RIG develops from RATRAN code (Hogerheijde & van der Tak 2000) using the Accelerated Monte-Carlo method, and it can cope with line overlap effect among multiple molecular and atomic species. In this algorithm we make grids in arbitrary coordinates adequate to the problem, but, on the other hand, photons propagate in the Cartesian coordinates. For spherical, cylindrical and other well defined coordinate, the problem of tracing photon's path reduces to solving simple quadratic equations. For example, the outflow in the star formation have high dynamic range in scales from a few AU to ~ 0.1 pc and have also cylindrical symmetry. So, we have used (r,
${\alpha}$ ) coordinate system, where r is the distance from the origin and${\alpha}$ is z/ R2 in the cylindrical coordinate of (R,z). The (r,${\alpha}$ ) coordinate realizes the density - power function of r - and temperature distributions of the problems with smaller numbers of grid than the cylindrical coordinate does, and the former consumes less time to solve the problems than the latter. -
Infra-Red Dark Clouds (IRDCs) seen silhouette against the bright Galactic background in mid-IR are a class of interstellar clouds that are dense and cold with very high column densities. While IRDCs are believed to be the precursors to massive stars and star clusters, individual IRDCs show diverse star forming activities within them. We report a remarkable example of such cloud, the IRDC at
${\Gamma}53.2^{\circ}$ , and star formation activity in this cloud. The IRDC was previously identified in part as three separate, arcmin-size clouds in the catalogue of MSX IRDC candidates, but we found that the IRDC is associated with a long, filamentary CO cloud at 2 kpc from the Galactic Ring Survey data of$^{13}CO$ J = 1-0 emission, and that its total extent reaches ~ 30pc. The Spitzer MIPSGAL 24mm data show a number of reddened mid-IR sources distributed along the IRDC which are probably young stellar objects (YSOs), and the UWISH2$H_2$ data (2.122mm) reveal ubiquitous out flows around them. These observations indicate that the IRDC is a site of active star formation with YSOs in various evolutionary stages. In order to investigate the nature of mid-IR sources, we have performed photometry of MIPSGAL data, and we present a catalogue of YSOs combining other available point source catalogues from optical to IR. We discuss the evolutionary stages and characteristics of YSOs from their IR colors and spectral energy distributions. -
Bae, Jae-Han;Kim, Kee-Tae;Youn, So-Young;Kim, Won-Ju;Byun, Do-Young;Kang, Hyun-Woo;Oh, Chung-Sik 83.1
We report multi-epoch, simultaneous 22 GHz water and 44 GHz Class I methanol maser line survey towards 180 intermediate-mass young stellar objects, including 14 Class 0, 19 Class I objects, and 147 Herbig Ae/Be stars. We detected$H_2O$ and$CH_3OH$ maser emission towards 16 (9%) and 10 (6%) sources with one new$H_2O$ and six new$CH_3OH$ maser sources. The detection rates of both masers rapidly decrease as the central (proto)stars evolve, which is contrary to the trends in high-mass star-forming regions. This suggests that the excitations of the two masers are closely related to the evolutionary stage of the central (proto)stars and the circumstellar environments.$H_2O$ maser velocities deviate on average 9 km s-1 from the ambient gas velocities whereas$CH_3OH$ maser velocities well match with. For both maser emissions, large velocity difference (${\mid}v_{H2O}-v_{sys}{\mid}\; > \; 10kms^{-1}\; and\;{\mid}v_{CH3OH}-v_{sys}{\mid}\; > \;1kms^{-1}$ ) is mostly confined to Class 0 objects. The formation and disappearance of$H_2O$ maser lines are frequent and the integrated intensities of them change up to two orders of magnitude. In contrast,$CH_3OH$ maser lines usually show no significant change in the intensity, shape, and velocity. This consistent with the previous suggestion that$H_2O$ maser emission originates from the base of an outflow while 44 GHz Class I$CH_3OH$ maser emission arises from the interaction region of the outflow with the ambient gas. The isotropic maser luminosities are well correlated with the bolometric luminosities of the central the objects. The fitted relations are$L_{H2O}=1.71{\ast}10^{-9}(L_{bol})^{0.97}$ and$L_{CH3OH}=1.71{\ast}10^{-10}(L_{bol})^{1.22}$ . -
I present results from the Spitzer/IRS study to identify massive young stellar objects (YSOs) in the Galactic Center (GC). Our sample of 107 YSO candidates was selected based on Spitzer/IRAC colors in the central 300 pc region of the Milky Way Galaxy. We obtained IRS spectra over
$5{\mu}m$ to$35{\mu}m$ , and identified massive YSOs by the presence of a$15.4{\mu}m$ shoulder on the absorption profile of$15{\mu}m$ $CO_2$ ice, suggestive of high$CH_3OH$ abundance on$CO_2$ ice grains. This$15.4{\mu}m$ shoulder is clearly observed in 16 sources and possibly observed in an additional 19 sources. We further show that 9 massive YSOs reveal molecular gas-phase absorption from$CO_2$ ,$C_2H_2$ , and/or HCN, which traces warm and dense gas in YSOs. Our results provide the first spectroscopic census of the massive YSO population in the GC. -
We observed several young stellar objects (YSOs) using the Photodetector Array Camera and Spectrometer (PACS) aboard the Herschel Space Observatory. CO, OH,
$H_2O$ , [O I], and [C II] lines were detected. CO rotational diagrams show two distinct gas components of ~400 K and ~1000 K with a break around 1500 K of the CO excitation energy, indicative of two different heating mechanisms: PDR and outflow shocks. OH and$H_2O$ line fluxes can be fitted with temperatures different from what are derived from the CO rotational diagrams. In order to understand the physical environment of line formation, the sources were modeled with the 3-D radiative transfer code, LIME. We present the results of observations, simple analysis, and modeling of Herschel-PACS spectra of the YSOs. -
Astrophysical jets play important roles in many interesting astronomical phenomena, such as star formation, gamma-ray bursts, and active galactic nuclei. The jets are thought to be driven by rotating disks through magneto-centrifugal processes. However, quantitative understanding of the jet-driving mechanism has been difficult because examples showing rotation in both disk and jet are rare. One of the important quantities in the models of jet engine is the size of the jet-launching region. The bipolar jet of the NGC 1333 IRAS 4A2 protostar shows a lateral velocity gradient, which suggests that the SiO jet is rotating around its axis. The jet rotation is consistent with the rotation of the accretion disk. The disk-jet rotation kinematics suggests that the jet-launching region on the disk, or the outflow foot-ring, has a radius of about 2 AU, which supports the disk-wind models.
-
Recently, Faraday rotation measure (RM) at high Galactic latitude has been investigated, partly to explore the Galactic magnetic fields and partly to study the extragalactic magnetic fields. The Galactic contribution to RM comes from the global component as well as the turbulent component. So far the turbulent field was used to be analytically modeled with a Kolmogorov-type power spectrum. Here, we present the initial results of the work where the turbulent field is modeled using data of MHD turbulence simulations. Our work is intended to be applied to simulations of RM surveys with LOFAR, ASKAP, MeerKAT, and SKA.
-
We investigate the driven magnetohydrodynamic (MHD) turbulence by including the effect of the expansion and collapse of background medium. The main goal is to quantify the evolution and saturation of the strength and characteristic length scales of magnetic fields in expanding and collapsing media. Our findings are as follows. First, with the expansion and collapse of background medium, the time evolution of the magnetic and kinetic energy densities depends on the nature of forcing as well as the rate of expansion and collapse. Second, at scales close to the energy injection (or driving) scale, the slope of magnetic field power spectrum shallows with expansion but steepens with collapse. Third, various characteristic length scales, relative to the energy injection scale, decrease with expansion but increase with collapse. We discuss the astrophysical implications of our results.
-
Most astrophysical systems are turbulent and magnetized. Magnetic field plays an important role in the dynamics of ISM and influence all of properties of astrophysical system. Information of magnetic field is very important to understand properties of astrophysical systems. For example, one way to obtain information of magnetic field is to use Rotation Measure. Mean strength of the magnetic field along the line of sight can be estimated from RM/DM. (where RM is rotation measure, DM is dispersion measure) For the estimation of magnetic field strength using RM/DM, the correlation between density and magnetic field is very important. When there is no correlation between density and magnetic field the relation gives exact mean magnetic field strength. But, if the correlation is positive, it overestimates the magnetic field strength, while if the correlation is negative, it underestimate the strength. We calculate correlation between density and magnetic field in compressible MHD turbulence.
-
Kang, Ji-Hyun;Koo, Bon-Chul;Gibson, S.J.;Douglas, K.A.;Park, Geum-Sook;Peek, J.E.G.;Korpela, E.J.;Heiles, C.E. 86.2
The faint wing-like features at velocities beyond the velocity boundaries of the Galactic rotation (Forbidden-Velocity Wings, FVWs) in the large-scale position-velocity diagrams of the HI surveys are thought to be associated with dynamical Galactic events. The primary candidates of these FVWs are rapidly expanding HI shells of the old Galactic supernova remnants (SNRs), which are too faint to be visible in other frequencies. The unprecedented sensitivity and resolution of the I-GALFA survey enable detection of "all" HI shells of Galactic SNRs at forbidden velocities predicted by Koo and Kang (2004). Therefore, comparing the distribution of the FVWs visible in the I-GALFA survey and that of the model will improve our understanding on the interstellar medium and the evolution of SNRs. We have been developing an automatic searching algorithm for FVWs in the I-GALFA survey to minimize the selection effects of visual inspection used in the previous FVW study. We present the searching mechanism for FVWs and the statistical properties of the automatically searched FVWs. Also, we discuss the similarities and the differences between the distribution of the identified FVWs and that of the SNRs predicted by Koo and Kang (2004). -
We analyze the I-GALFA HI 21-cm line survey data in order to study the characteristics of interstellar turbulence in the neutral hydrogen medium in the Galaxy. We select several regions of 4.3 deg x 4.3 deg area near or far from the galactic plane both in the inner and outer Galaxy, transform the power of those regions into Fourier planes and derive one- and two-dimensional power spectra of HI emission. Our Fourier-analysis shows that the iso-power contours generally elongate along the latitude direction more in the outermost spiral arm, which indicates that the HI structure is "filamentary" and mainly aligned along the longitude. At high latitudes or in the interarm region, on the other hand, the iso-power contours are close to circles implying that the HI structures are randomly distributed or "clumpy". In the inner Galaxy, we derive two-dimensional spectra both far from and near the arm and explore the nature of the turbulence.
-
We report our 110 ks Chandra observations of the supernova remnant (SNR) 0104-72.3 in the Small Magellanic Cloud (SMC). The X-ray morphology shows two prominent lobes along the northwest-southeast direction and a soft faint arc in the east. Previous low resolution X-ray images attributed the unresolved emission from the southeastern lobe to a Be/X-ray star. Our high resolution Chandra data clearly shows that this emission is diffuse, shock-heated plasma, with negligible X-ray emission from the Be star. The eastern arc is positionally coincident with a filament seen in optical and infrared observations. Its X-ray spectrum is well fit by plasma of normal SMC abundances, suggesting that it is from shocked ambient gas. The X-ray spectra of the lobes show overabundant Fe, which is interpreted as emission from the reverse-shocked Fe-rich ejecta. The overall spectral characteristics of the lobes and the arc are similar to those of Type Ia SNRs, and we propose that SNR 0104-72.3 is the first case for a robust candidate Type Ia SNR in the SMC. On the other hand, the remnant appears to be interacting with dense clouds toward the east and to be associated with a nearby star-forming region. These features are unusual for a standard Type Ia SNR. Our results suggest an intriguing possibility that the progenitor of SNR 0104-72.3 might have been a white dwarf of a relatively young population.
-
We present the FIMS/SPEAR FUV continuum map of The Taurus - Auriga - Perseus (TPA) complex, which is one of the largest local association of dark clouds located in (l,b)~([152,180],[-28,0]). We also present the result of FUV dust scattering simulation, which is based on Monte Carlo Radiative Transfer(MCRT) technique. Before the simulation we generate the model cloud using Hipparcos 77834 stars and the calculation of their E(B-V). From the density-integrated image and the cross section image of the modeled cloud we confirmed that the Taurus cloud is located in ~130pc. The cloud north of the California nebula is known for its two layered structure and we confirm that using the cross section image of the modeled cloud. In our modeled cloud, that two clouds are located at ~130pc and at ~300pc, respectively. Over the whole region the result image of simulation is well correlated with the diffuse FUV observed with FIMS/SPEAR. The dense core of the Taurus cloud, however, is not revealed completely in the map.
-
The far-ultraviolet (FUV) continuum and spectral images of C IV and H2 emission lines for the region of Orion-Eridanus Superbubble (OES) are hereby presented and compared with the maps obtained in other wavelengths. While the region shows complex structures, consisting of hot gases and cold dust, a close examination reveals that the FUV emission in this region can be understood reasonably as the result of their interactions. We confirm the origin of most diffuse FUV continuum to be starlight scattered by dust, but we also find that the ionized gas also contributes 50-70% of the total FUV intensity in the regions of H_alpha arcs. We note the bright diffuse FUV continuum in the eastern part of the northern dust-rich region, and attribute it to the bright early-type stars more abundant in this region than in the west as the amount of dust itself does not seem to be much different across 'arc A' that separates the two regions. In addition, two P Cygni-type stars are identified in this eastern region and their peculiar spectral profiles around the C IV emission line are anifested in the scattered diffuse spectrum. Besides this, the C IV emission is generally enhanced at the boundaries of the hot X-ray cavities where thin dust regions are located, confirming the thermal interface nature of the origin of this cooling emission line. The morphology of the H2 emission shows a general correlation with dust extinction features but its intensity peaks are rather located in thin dust areas, off the peak dust regions. Furthermore, H2 emission is seen to be weak in the arc A region though the arc passes through the center of the dust-rich area. Hence, the H2 emission and dust features, together with those of X-ray and ion lines emissions, show stratified structure of arc A quite well, again confirming its thermal interface nature.