Long period eclipsing binary 32 Cygni was photometrically observed in 1992 at Yonsei University Observatory. Instrumental differential magnitude and standardized magnitude of this star show some intrinsic light variations. Some possible explanations will be discussed. BVRI photometric observations show that 30 Cyg may be a variable star. A further monitoring of 30 Cyg is therefore called for justification of such evidences.

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A total of 5199 photometric observations (1733 obsrvations in each UBV) ofclose binary RZ Cas were made on 46 nights Som November 1991 tsfebruary 1993 with the 35-cm Schmidt Cassegrain reflector atChungbuk National University. We observed eight primarr eclipses with flatbottom which indicate total eclipse. In recent years, Nakamura et at.(1991)recognized that there exist disagreements where the primarr is the totaleclipse or partial one. He estimated the its duration to be 14 minutes witha primary minimum. We determined the durations of the totality withtwenty-seven difsent light cunres which include earlier obsevations. It isfound that the mean value of each duration is to be 17,1 minutes, conespondingto phase 0.01. And also an interpretation of the new light curies will bepresented

SAO 23229는 최대 밝기가 7등급이고 공전주기가 4.2일 정도이며 식의 깊이가 약 0.5등급에 이르는 algol형 식쌍성을 1989년에 발견 되었다. 우리는 1990년 가을부터 소백산천문대의 61cm 망원경을 이용하여 SAO23229의 UBV 광도곡선을 만들었다. 이 광도곡선을 이용하여 극심 시각을 정하였으며, 공전주기가 2.1일 가능성을 배제할 수 없는 증거를 발견하였다. 또한 UBV 광도고선의 해를 W-D 코드를 사용하여 얻었다. 헝가리 Konkoly 천문대에서 관측한 ER Vuld의 UBVRI 광도곡선을 W-D 코드로 다시 분석하여 해를 얻었다. 우리가 1991년에 주성에 두개의 흑점이 있다고 가정하여 해를 구하였으나 광도곡선을 잘 맞추지 못하였었다. 이 연구에서는 세 개에 흑점을 적용하여 보다 만족스러운 결과를 얻었다. .

암혹성운 B5 영역의 중심 부분을 분자흡수선 BSCO의 6cm와 방출선인 2mmE 관측하였다. 관측은 독일의 Bonn에 있는 전파망원경과 미국의 Arizona주의 Kit Peak에 있는 전파망원정을 사용하였다. 본 관측 결과에서 얻어진 antenna temperature (Ta)의 분포를 mappin 하였다. 이 두 종류의 판측을 상호 비교한 결과 최대 황도의 위치가 서로일치하지 않음을 확인하였다. 6cm의 관측결과는 star count 방법에 의하여 결정된 extionction map에 나타나는 중심지역과 거의 일치하나, 2mm 관측은 B5 내에 있는 적외선광인 IRS 1의 위치와 일치하였다. 본 연구에서는 다른 분자선 관측 결과와 비교하므로써 H2CO의 관측 결과를 분석하였다.

The space and ground based infrared spectra of red supergiants are modeled and arranged in order of their evolutionary status with their theoretical model Parameters. Because of their large amplitude pulsation, the observational data taken at different phases show wide discrepancies. The chemical compositions of the dust shells around red supergiants are affected by the nuclearreactions and dredge-up processes of the cental stars. Those processes aresensitiTelr dependent on the initial ma:ss, the initial chemical coMposition,and the evolutionarr status. Miras, infrared carbon stars, and OHAR starshaTe a close link in their evolution iii many aspects, i.e. the chemicalcomposition, the optical depths and the mass loss rates. The evolutionarytracks for the three classes of red super91iants on infrared Huo-color diagamhave been constructed.

During the past two decades, ultraviolet(UV) observations of elliptical galaxies and spiral bulges from the OAO-2 and HE satellites have established that the upturn in the specturm below 2000A is a common feature of these early-type system Because of its important implications for the formation of galaxies, astuonemical literature is replete with nurmerous discussions about the origin of the UV flux yet the situation remains controversal. New light on the problem is shed by the recent observations Some the Astro-1 space shuttle mission which suggest that the metal-poor horizontal-branch(HB) stars merit more detailed consideration for the origin of the UV flux It is shown here that such stars in these systems can indeedexplain the UV flux It is suggested that ttle obserred correlation between the UVupturn and total mass is due to the Possibility that the more massive galaxies tend to form earlier than the less massive galaxies as a result of mere efficient star formation in denser environments. It remains a task of mere detailed population synthesis nudels, now in progress, to put these results on a firmer quantitative basis.

The Cosmic Mach number M is the ratio of the bulk flow velocity of the galaxrvelocity field on some scale R to the unall scale velocity dispersion within refcions of scale R. Because M is the ratio of two velocities, it is inn-dimansionat and the Here, independent of the amplitude of the power specHim and of the biasplnmeter in the linear theory. We have measured the Mach rnlmber for two observational samples: a spiral galaxy sample(AHM) of Aaronson and hiscoBlaborators with absolute distances measured by the infrared Ttillr-Fisher relatioa and an elliptical galaxy sample(EGALS) of Faber or 0, with distances determined by the relation. The effective depths distances of galaxies from the Local Group of these samples are 1639 km/s and 2862 e/s, respectivelr. The Machnumbers from these observed peculiar velocity Selds He fund as M=0.95 for AHMand M=0.59 for EGALS. We comPBre these calculated Mach numbers with thosefrom meck surweys drawn fuom three cosnulogical medels: the stand8rd biased nh=0.5 CDM modet an open CDM rrudel with gh=0.2, and a medd with thepower-law power specelm P(k)-k-1 and n=1. The Mach rnlmber test can give robust constraints on these cosmelogical nudels whose power spectra have very different shapes at large scales.

태양의 전자파 복사와 입자의 방출은 지구자기구에 변화를 주어 여러 종류의 플라즈마를 발생시킨다. 관측되는 플라즈마파중에서 주파수가 가장 낮은 영역의 파를 극초저주파수 파동(Ultra Low Frequency pulsation)이라 부르며 주기는 수 초에서 수십 분에 이른다. 본 연구에서는 자기권 내부에 존재하는 플라즈마구 영역(L <5)에서 발생되는 주기가 10 \ulcorner45초인 Pc 3파를 다룬다. 210˚ 자기자오선상에 위치한 Kagoshima(KAG. L=1.22), Chichihima(CBI, L=1.44), Birdsvile(BSV, L=1.57) Adelaide(ADE, L=2.13)관측소에서 1990년 7월27일 잡음정도가 0.1nT rms인 fluxgate 자기계측기를 사용하여 측정하였으며 이 자료를 이용하여 Pc 3파의 Power Spectrurn을 구하고 자기위도 변화에 따른 Pc 3파간의 상관성을 알아본다.

The first sounding rocket in Korea, KSR-4205 has been under the development at Korea Aerospace Research Institute (KARI), and is expected to be launched in 1993 to measure the vertical ozone profile over the Korean Peninsula. The KSR-4205 is expected to provide the first in situ meastulement of ozone concentrations over the Korean Peninsula. An optical ozone detector has been developed at Korea Research Institute of Standards and Science (KRISS), and its calibration has been completed recently. Also, sun-sensor has been developed for measurement of the angle between the sun and the KSR-4205. In this paper, measurement principles of the ozone detector in KSR-4205, its calibration data, ozone measurement procedure and data reduction algoriHun are presented with sample calculations.

위성의 실제 궤도를 실시간하에서 추정(real-time estimation)하기 위해 지구 비대칭 중력장, 지구 대기의 저항력,그리고, 태양과 달의 위성체에 대한 섭동의 영향을 받는 지구 근방의 위성을 동력학적 모델로 선택하였다. 위성 관측소에서 얻게될 가상의 위성 궤도 자료들은 실제 관측에서 나타날 수 있는 관측 잡음(measurement noise)뿐 아니라 추적소 고도 등의 불확실한 요소들을 포함한다. 또한 수치 모델에서 고려치 못한 섭적 난수에 의해 만들었다. 확장 칼만 필터(Extended Kalman Filter)의 특성을 알아 보기 위해 일차원에서의 자유낙하체에 대한 거리와 속도 추정의 모의 실험을 비교하였고, 뱃치추정 알고리즘, 순차 추정 알고리즘의 모의 실험이 거리변화율의 자료를 이용하여 확장 칼만 필터와 비교하였다. 그 결과, 확장 칼만 필터 알고리즘은 빠른 수렴 속도를 갖는 특성을 가지며, 실시간하에서 완전하지 못한 수치 모델로 실제 궤도를 결정하고 궤도 요소를 추정하는데 효과적임을 알 수 있다.

An accurate prediction of the satellite ground track is essential to optimise the maneuver design. It requres a prediction model that considers all perturflations that cause significant variations in the satellite ground track. We developed a prediction model that includes the effects of the fifth-order zonal harmonics, atmospheric drag, and luni-solar gravitational perturbations. Luni-solar gravity perturbations have been obtained in an ether way which is different from the method we used in previous paper(Yi and Choi, 1992). In this case, we consrtuct our own disturbing fuction including inclination term by the Algebraic Manipulation. Luni-solar perturbations reduce the maneuver magnitude required to offset eastward ground track drift due to drag, the amount dependent on current luni-solar phasing geometry.

오늘날 모든 산업분야에서 기술혁신은 가속적으로 진행되고 있으며, 신세대의 기술을 도외시하고는 어느국가, 어느기업도 세계의 시장경쟁력에서 이겨내지 못한다. 이러한 시장 및 기술정쟁력에서 뒤지게 될 정우 우리의 산업과 정제는 성장하지 못하게 되고, 또한 나라 살림이 어렵게 되어 기초과학인 천문학이나 우주과학분야의 연구환경이 더욱 어렵게 되어 천문우주과학분야의 연구활동이 침체될 가능성이 있다. 나라마다 사정은 다르지만, 세계 각국은 과학기술개발에 총력을 기울이고 있으며, 그나라의 실정에 맞추어서 연구개발투자를 위한 과학기술정책을 실시하고 있다. 대체로 보면 정계적\ulcorner사회적 needs에 따라 긴급성과 중요성을 기준으로 연구개발 우선순위가 결정되고 있으며, 우리나라처럼 경제사정이 어려운 나라일수록 이러란 경향이 높은 것은 당연한 일이다. 그리고 아직 국민들에게 낯설고, 정부에서도 관심이 없는 우주과학 분야의 연구개발의 우선순위가 매우 낮은 것도 사실이다. 그러나 실제로는 우주과학이 우주개발활동의 근본이 되고, 나아가서 우주개발사업의 성장은 세계의 정제와 사회발전에 맡은 기여를 했으며, 오늘날 고도정보화시대 및 첨단기술시대를 낳게한 원동력이 되고 있다. 이 논문에서는 그러한 우주과학이 우주개발정책 및 경제사회발전에 미치고 있는 영향을 구제적으로 분석연구하였고, 우주과학계의 활성화 방안을 제시하였다.

천체 B-선 관측용으로 많이 이용되고 있는 X-선 비례계수관을 실험실형으로 재작하고 그 특성을 조사하였다. X-선 검출기의 구조는 10 $\times$ 20 $\times$ 2cm3 인 검출체적내에 10개의 전극선이 설치되어있는 다중선 비례계수관이며, 검출가스로서 Argon(90%) + CH4 (10%)인 g혼합가스를 사용하였다. 이러한 구조에서 5.9 keV에 대한 에너지 분해능은 16%를 얻었으나, 정상적인 전극연결방법에서는 검출기 끝측에 위치한 전극에서 생기는 electric field 변형매문에, 양극선 배열방향에서 조정된 이득의 군일성이 나쁘게 나타났다. 따라서 다중선들의 각 전극선에 전압보상법(voltage compansation method)을 적용하여 검출기 전반에 걸친 이득의 균일성을 2 % (rms 값) 이내로 보정할 수 있었다. 아울러 신호처리회로 중 에너지분석을 위한 파고분석기, 비 X-선 재거를 위한 상승시간선별기(rise-time discriminator)등을 제작하였으며 이들을 이용한 전반적인 신호처리회로의 구성에 대하여 논하고자 한다.

밀리미터파 영역에서의 관측장치를 살펴보면, 단일망원경을 제외하고도 세계의 밀리미터파 간섭계의 그 어느 것이나 현재 확장작업을 진행중이며, 또 밀리미터파서브밀리미터파영역에서의 고분해능 관측의 천문학적 성과를 올리기 위해 서브밀리미터파 간섭계의 건설계획을 추진하고 있고, NARO에서도 NMA계획을 발표하여 그 준비가 착착 진행되고 있다. 이들에 대해, 일본의 NRO에서도 HMA확충계획을 진행시키는 한편, 대형밀리미더파 간섭계(LMA) 계획을 발표하고 있다. 따라서 일본 내부에서는 SUBARU 망원경건설 이후의 천문학 분야에서의 차기 대형 장래계획으로서 LMA가 자리잡고 있다. 따라서 본 발표에서는, 세계의 이러한 추세 속에서 향후 5년 내지는 10년 이후를 내다보고 우리나라 전파천문학은 앞으로 무엇을 해 나가야 할 것인가, 그리고 무엇이 우리의 실정에 가장 적합한 천문학인지를 생각해 보기 위한 한 방편으로, 측지적인 목적과 전파천문학적인 견지에서의 국내 및 국외 VLBI Network 형성과 LMA 계획을 분석해보고자 한다.

위성의 정밀 거리 결정을 위해 1993년 9월 5일부터 IS일간 중국의 상해 천문대 Sheshan관측소와 장춘 인공위성 관측소에서 LAGEOS 11 (Laser Geodynamics Satellite II)에 대한 SLR (Satellite Laser Ranging) 관측을 수행하였다. SLR 관측에서는 지상의 관측소에서 발사한 LASER 펄스 (pulse)가 반사경들(retroflectors)로 둘러싸인 인공위성에 반사되어 돌아오는 RTT (Round Trip Time)를 측정하여 위성까지의 거리를 결정하는데, 관측된 시간과 거리 자료는 많은 잡음(noise)를 포함하고 있기 때문에 정확한 자료를 얻기 위해서는 많은 보정이 필요하다. 관측된 시간, 거리 자료를 지상 목표물 조준(ground target ranging )에 의한 system보정, 원자시계와 GPS에서 수신된 시간과의 시간 비교, 측정된 온도, 기압, 상대 습도에 따른 대기 영향의 보정 등을 통해 오차를 줄이고 다시 LASERF beam의 대기 굴절에 따른 거리 변화 보정, 위성의 질량 중심 거리(offset) 보정, 조석력에 의한 변화값 보정, 전자기적 지연(electromagnetic delay)에 의한 상대론적 보정등을 통해서 정밀한 거리 자료를 얻었다.

The interaction between the magnetic field and the accreting matter in the magnetic compact star has taken into account in order to find some constraints between physical paramerters in these systems. We show that the interaction radius, where the matter begins to funnel in the magnetosphere, can be described as a function of the magnetic moment acctetion rate and the width of the interaction zone. This radius, after estimated iteratively for a given parameter set has been used in order to study the radiation of X-rays in the magnetic compact star. Some results of such study in context with the interaction radius in the intermediate polar have been discussed.

BV observation of AW Cam (BD.69'0389, HD48049, Bv412) have been carried outusing a CCD Camera attached to 61-cm telescope, at Sobaek mountain Astronomical Observatory. BD 159'0385 were employed for the comparison. A total of 350obserrations were obtained during 3 nights between Jan. 28 and Feb. 19 1993. The light curve have been analyzed by the method of Wilson and Devinney different ialcorrection. The results were compared with the previous solutions.

We present UBV CCD Photometry of the very metal-poor globular duster M3O,covering a region of r f 100 arcsec from the duster center. The data was obtained from the 40 inch telescope at Mt Soomlo Siding Spring Observator in August 1992. We used DAOPHOT CCD reudction package for data reduction to obtain Color-Magnitude Diagram(CMD). We have determined some fludamental parameters of the globular Ouster such as metal abundance, helium abundance and distance from the CMD. finally, we have attempted to determine the age of M3O using the revised Yale isochrones.