Volume 11 Issue 1
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The structure of the magnetic funnel element in the intermediate polar is considered in terms of an important site for the X-ray absorption and the reemission of the X-ray as the optical light. In this paper the column density and the optical depth vary with the filling factor, which is introduced to characterize the structure of matter in the magnetic funnel element. The results of the energy dependence of the X-ray spectrum and the modulation depth of the X-ray light curve are discussed.
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Spectroscopic observations of the long period eclipsing binary AZ Cas were made using 122cm telescope/Image Tube. From the relatively sharp and strong spectral FeI lines we can calculate the mean radial velocity as -39.7km/sec. The estimated equivalent widths of some atomic lines are well fitted to the phase of the AZ Cas.
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VV Cep-type long period spectroscopic-eclipsing binary AZ Cas has been observed for five years, 1985 Oct~1990 Feb, UBV at the Ilsan Station of Yonsei University Observatory. A total of 431 observations (U=129, B=142 and V=160) are made for 86 nights. Instrumental differential UBV and B-V light curves made with these observations cover phases nearly a half of one period. There is no appreciable light variation in V but in other two passbands a gradual decrease of the brightness is clearly noticed. The loss of light in B resulted in a reddening in
$\Delta(B-V)$ by + 0.06 at phases between 0.4~0.5 as compared with that of at phase ~0.1. This intrinsic reddening arouses a question why at the orbital phase of the transit of a hot star in front of a cool M supergiant the heating of the facing hemisphere of M supergiant by the strong radiation from the B stat is absent. With regard to this unusual situation we propose a hypothesis that a large amount of gas stream of low temperature ejected from the surface of M supergiant component towards the B star dominates the brightness of B star and the reflection effect. -
The IUE low dispersion spectra of AZ Cas have been analyzed for line identifications and energy distribution in ultraviolet region. Highly ionized atoms, SiIV and CIV are identified. We could infer a temperature range of the B star between 15,000K and 20,000K. The energy density distribution shows a hump between IUE short wavelength and long wavelength regions. Photometric and spectroscopic elements were revised based on the Florkowisk photeelectric observations and collected radial velocities. The temperature of both stars were reduced as 16,000K and 3,800K. The radii of both stars are
$10 R_{\odot}\;and\;320R_{\odot}$ . The eccentricity and longitude of periastron are 0.61 and$10.5^{\circ}$ , respectively. -
Currently, the CCDs are widely used in astronomical observations either in direct imaging use or spectroscopic mode. However according to the recent technical advances, new large format CCDs are rapidly developed which have better performances with higher quantum efficiency and sensitivity. In many cases, some microprocessors have been adopted to deal with necessary digital logic for a CCD imaging system. This could often lack the flexibility of a system for a user for to upgrade with new devices, especially if it is a commercial product. A new design concept has been explored which could provide the opportunity to deal with any format of devices from any manufactures effectively for as tronomical purposes. Recently available PLD (Programmable Logic Devices)technology makes it possible to develop such digital circuit design, which can be integrated into a single component, instead of using micrprocessors. The design concept could dramatically increase the efficiency and flexibility of a CCD imaging system, particularly when new or large format devices are available and to upgrade the performance of a system. Some variable system control parameters can be selected by a user with a wider range of choice. The software can support such functional requirements very conveniently. This approach can be applied not only to astronomical purpose, but also to some related fields, such as remote sensing and industrial applications.
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오존 측정기를 장착한 과학 1, 2호 로켓이 충청남도 안흥에서 1994년 6월 4일과 9월 1일에 각각 발사되었다. 오존 측정기로 성충권에서의 태양 자외선의 세기를 여러 파장대역에서 측정하여 성층권 고도의 오존 수밀도의 수직 분포를 구하였다. 오존 밀도의 최대값은 약 25km 근처에서 나타났으며, 오존 밀도의 분포는 중위도 지역에서의 기존 측정값들과 잘 일치하였다. 또한 위 로켓 실험 관측 자료를 동시 관측된 연세대의 돕슨 분광기, 경희대의 LIDAR, Nimbus 위성의 SBUV와 NOAA 위성의 TOVS 측정 자료들과 각각 비교하였다.
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GPS를 이용하여 이온층의 총전자수를 측정하는 방법은 기존의 다른 방법에 비하여 넓은 지역에 대한 이온층의 변화를 보다 정확하게 조사할 수 있다고 알려져 있다. 이 연구에서는 GPS위성으로부터 두 개의 L-band 주파수, L1(1574.42MHz)과 L2(1227.60MHz)에 실려 전송되는 P 코드의 이온층에 의한 전파 도달 시각차이를 이용하여 각각의 위성에 대한 시선방향의 충전자수를 측정하였다. 그리고 이온층이 균질하여 평균높이가 350km라고 가정했을 때, 시선방향이 평균 높이와 교차하는 지점에서의 수직방향 총전자수로 각각 변환하여 이를 평균하는 방법을 택하였다. 국내에서는 이중주파수용 P 코드 수신기가 없는 관계로 국제 공동 GPS 관측망의 핵심 관측소 중 하나인 Taiwan의 TAIW GPS 관측소(N25도, E121.5)에서 관측된 GPS 자료를 이용하였다. 측정된 총전자수의 1일 변화 양상을 NOAA의 SOLAR-DAILY 자료 및 GPS의 이온층 보정 모델 (Klobuchar 1987)과 비교한 결과, 거의 같은 양상이 나타났다. 즉, 총전자소의 값이 낮에슨 높아지고 밤에는 낮아지는 전형적인 1일 변화 곡선을 보였다. 그리고 이 연구방법에 의한 총전자수 측정 정밀도는 SOLAR-DAILY 자료와 비교한 결과, 약 2 TEC인 것으로 추정되었다.
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The magnetic field measurements from the KitSat-1 and KitSat-2 were tested by comparing with the IGRF model. The magnetic data have been collected by a three-axis fluxgate magnetometer on each satellite at an latitude of 1,325 km and 820 km, respectively. To avoid highly variable magnetic disturbances at the polar region, the field map has been within the limits of 50 degrees in latitude. Each data is averaged over the square of
$5{\times}5$ degrees in both latitude and longitude. In these results, the relatively quiet periods were selected and the sampling rate was 30 seconds. It is shown that the results from these measurements are consistent with the IGRF map over the global surface map. -
지구자기구의 자기유체파에 대한 혼합의 성질을 연구하기 위해 3차원 box model을 개발하였다. 이 모델에서 축대칭 ring current의 효과를 자기유체파동방정식에 압력의 변화로 가정함으로써 조사하였다. 압축성 파는 축대칭 ring current에 의하여 noise가 발생되지만 자기력선 공명현상에는 어떠한 영향도 미치지 않는다느 사실을 발견하였다. 그러므로 압력 변화에 의한 ring current가 존재하는 지역에서 global 공동(cavity) mode 와 같이 불연속적인 주파수가 나타나지 않는 위성실험결과를 설명할 수 있었다. 또한 횡파의 연속적인 주파수 띠는 ring current가 지구의 이중극자축에 비대칭이 되어질 때 까지 영향을 받지 않음을 밝혔으며 따라서 실험결과에서 횡파에 의한 스펙트럼이 압축성파에 비해 매우 자주 관측됨을 확인할 수 있었다. 추가로 본 연구에서 압력의 변화를 가정하지 않은 이전의 box model이나 dipole model 에서 얻은 파 혼합현상의 결과가 유효함을 보였다.
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Zeta Aurigae형 쌍성의 항성풍인자들 즉, 질량손실율, 항성풍의 속도, stochastic velocity를 결정하는 방법을 제시하였다. 이들 인자덜을 최소자승법으로 보정하기 위하여 Baade(1989)의 컴퓨터코드를 개선하였다. 이 개선된 코드는 자동차보정법으로 반복계산하여 항성풍인자들을 수렴시키는 것이다. 개선된 코드를 32 Cyg에 대하여 IUE 인공위성이 관측한 Fe II 공명선에 적용하여 질량손실율
$2.18\times10^{-8}M_\odot/yr$ , 항성풍의 속도 132.12km/s, stochastic velocty 39.82km/s를 구하였다. -
구성물질에 영향을 받는 제5힘이 존재할 경우 별의 특성과 구조를 중성자성을 대상으로 살펴보았다. 중성자만으로 이루어진 축퇴된 중성자성의 크기, 질량및 구조는 변형된 토마스-페르미 방정식의 해로서 계산할 수 있고, 제5힘이 없을 경우와 같이 새로운 중성자성의 크기, 질량 및 구조가 제5힘의 상수와 중력상수
$\alpha$ 에 영향을 받고 있음을 알았다. 극히 상대론적인 경우 새로운 중성자성의 특성 질량인 챤드라세카르 질량,$M_{ch}\simeq(1-\alpha)^{-3/2}{m_{pl}}^3/m^2$ 은 물리법칙의 상수만으로 결정되는 것을 확인할 수 있었다. 그러나 실험 결과의 한계안에서 새로운 중성자성의 크기와 질랴의 변화량은 각각$\alpha$ /2 와 3$\alpha$ /2 정도였다. -
Cosmic Ray Experiment (CRE)는 KITSAT-1 의 여 러 module 중 하나로 Total D Dose Experiment (TDE) 와 Cosmic Particle Experiment (CPE) 두개의 sub-system 으로 구성되어 있다. CRE 의 목적은 KITSAT-1 궤도에서의 우주 환경을 조사하는 것이다. KITSAT-1 의 궤도는 inner Van Allen belt에 위치하며, 이 지역 에셔는 고에너지 proton들이 많이 분포하고 있어 위성체에 단기적인 또는 장기적인 radiation 효과를 미치고 있다. 1년여의 설험 결과로부터 Van Allen belt가 무척 안정되어 있고 태양의 활동이 CPE,TDE 및 SEU (Single Event Upset) rate 에 영향을 줌을 알 수 있었다. 또한 CREME code 에 의해 예상됐던 것보다 많은 고에너지 입자 flux가 관찰되었다.