Volume 12 Issue 2
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OH/IR stars are the most massive and youngest subclass in asymptotic giant branch stars which pass through sporadic superwind phases. We have modeled the dust envelopes around OH/IR stars with close attention to the evolution of the structure of the dust shells. We use various dust density distributions to take account the effect of the superwind due to the helium shell flash by adding a density increased region. Depending on the position and quality of the density increased region, the model results are different from the results with conventional density distribution. The new results fit the observations of some OH/IR stars better. Especially, the OH/IR stars with excessive 30-100
$\mu$ m emission can be better explained by the new results. The IR two-color diagrams comparing the results of the superwind models and IRAS observation of 95 OH/IR stars have been made. The new results can explain much wider regions on the IR two-color diagrams. -
We have modeled the dust envelopes around carbon stars with close attention to the evolution of the structure of the dust shells. We use various dust density distributions to take account the effect of the superwind due to the helium shell flash by adding a density increased region. Depending on the position and quality of the density increased region, the model results are different from the results with conventional density distribution. The new results fit the observations of some carbon stars better. The IR two-color diagrams comparing the results of the super wind models and IRAS observation of 252 carbon stars have been made. The new results can explain much wider regions on the IR two-color diagrams.
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RT Per has been known as a close binary of which the orbital period has unpredictably varied so far. Although there are no agreements with the working mechanism for the changes of the period, two interpretations have been suggested and waiting for to be tested: 1) light-time effects due to the unseen 3rd and 4rd bodies (Panchatsaram 1981), 2) Abrupt period-changes, due to internal variations of the system (e.g. mass transfer or mass loss) superimposing to the light-time effect by a 3rd body (Frieboes-Conde & Herczeg 1973). In the point of view that the former interprepation models could predict the behavior of the changes of the orbital period theoretically, we checked whether the recent observed times of minimum lights follow the perdictions by the first model or not. We confirmed that the observed times of minimum lights have followed the variations calculated by the light-times effects due to the 3rd and 4rd bodies suggested by Panchatsatam. In this paper a total of 626 times of minimum lights were reanalyzed in terms of the light-time effects by the 3rd and 4rd bodies. We concluded that the eclipsing pair in SVCam system moves in an elliptic orbit about center of mass of the triple system with a period of about
$42.^y2$ , while the mass center of the triplet is in light-time orbit about the center of mass of the quadruple system with a period of$120^y$ . The mean masses deduced for the 3rd and 4rd bodies were$0.89m_\odot$ and$0.82m_\odot$ , respectively. -
소백산천문대의 61cm 망원경을 사용하여 식쌍성 SW Lyn에 대한 UBV관측을 1983년 9월 부터 1987년 3월까지 7일밤 동안 수행하여 광도곡선을 얻었다. 이 광도곡선은 부극심을 중심으로 좌우가 비대칭이며 그 정도는 파장이 짧을수록 심한 것으로 나타났다. 비대칭 광도변화를 만드는 윈인을 흑점이라고 가정하고, 우리의 광도곡선 중에서 B와 V광도곡선을 WD 방법으로 분석하여 해를 얻었다. 그 결과 SW Lyn이 접촉에 가까운 준접촉계임이 밝혀졌으며 Case A 진화를 하는것으로 보인다.
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경희대학교 천문대에서는 1994년 7월 17일부터 9월 3일에 걸쳐 CCD카메라와 R 필터를 장착한 구경 76cm 광학 망원경을 이용하여 슈메이커-레비(SL-9)해성의 목성 충돌 흔적을 관측하였다. 관측된 모든 화상 자료에 대하여 각 충돌 흔적을 가려내고, 충돌 흔적의 자전 주기와 이동 속도, 크기를 계산하였다. 그 결과 A,C, E, G, H, K, L, Q1, W, G그룹 등의 충돌 흔적이 관측되었음을 알았다. G, L 충돌 흔적들을 통해 구한 System II에 대한 이동 속도는 -0.8m/s에서 8.8m/s의 값을 나타냈으며, 자전 주기는
$9^h55^m39.4^s\pm34^s$ 였다. 비교적 큰 G와 L충돌 흔적의 길이는 최초 관측시 각각$1.95\times10^4km,2.20\times10^4km$ 였다. 또한 충돌 흔적이 진화해 가는 모습을 통해 충돌 흔적의 분산에 대하여 조사하였다. -
Kamide et al.(1981)이 개발한 지자기기록 연전방법인 KRM 방법과 Ahn et al.(1995)이 개발한 전기전도도모델을 이용하여 지자기활동이 중간정도로 교란된 기간동안의 극전리층의 전기전도도, 전위, 수평전류, 연자기력선전류, Joule 열 발생, 오로라입자에 의한 에너지유입 등의 분포 및 하강오로라입자의 에너지스펙트럼상의 특성을 조사하였다. 지상지자기자료는 단일 자력계망(Alsaka meridian chain)에서 장기간 (1978년 3월 9일부터 4월 27일까지)에 걸쳐 얻어진 자료이므로 극전리층의 평균적인 전자기상태를 보여줄 것으로 기대되낟. 본연구에서 얻어진 몇가지 결론은 다음과 같다. (1) 전위분포는 소위 두개의 대류 cell이라 불리우는 형태를 나타내며 아침영역의 양의 전위 cell이 저녁영역의 음의 전위 cell로 깊숙히 진입된 모습을 보이고 있다. (2) 이 기간동안 오로라제트전류대가 잘 발달되어 있으며 DP-1 및 DP-2 전류계가 확인되었다. 아침영역의 서향제트전류대의 극쪽영역은 전기장이 전기전도도보다 전류의 밀도를 증가시키는데 더 중요한 구실을 하는 반면 적도쪽은 전기전도도가 상대적으로 중요한 역할을 담당하고 있다. (3) 전지구적인 규모의 연자기력선전류의 분포는 Iijima & Potemra(1976)가 구한 통계적인 분포와 유사했다. 그러나 이미 지적된 바(Kamide 1988)와 같이 영역 1의 전류밀도가 영역 2보다 현저하게 높았다. (4) Joule 열발생은 섬처럼 격리된 영역에 집중되어 나타났다. 하나는 서향제트전류대의 극쪽사면을 따라 나타나고 다른 하나는 오후영역의 동향전류대를 따라 나타났다. (5) 하강오로라입자의 최대 평균 에너지는 아침시간대(07~08 MLT)에 나타나는 반면 최대에너지유입은 02 MLT 시간대에 관측되었다. 그래서 지자기활동이 증가할 때 수반되는 오로라밝기의 증가와 전기전도도의 강화는 하강전자의 평균에너지의 증가보다는 에너지속의 증가와 더 밀접한 관계가 있는 것 같다.
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Pyo, Y. S.;Min, K. W.;Choi, Y. W.;Lee, D. H.;Kang, K. M.;Hwang, S. M.;Kim, B. C.;Kim, J.;Lee, S. J. 234
1997년 10월에 발사 예정인 과학 로켓 3호는 고도 160km까지 도달할 것이 예상되므로 한반도 상공의 전리층 E 영역에 존재하는 플라즈마를 직접 측정할 수 있는 좋은 기회를 제공한다. 한펀 플라즈마 측정에 있어서 가장 기본이 되는 검출기인 Langmuir 탑침을 실험실에서 사용하는 방법 그대로 우주 실험에 적용하면 탐침의 오염으로 인해 정확한 플라즈마 실험이 불가능해 진다. 본 논문에서는 로켓용 탑침 제작에 앞서 실험실용 탐침을 제작하여 진공 용기에서 플라즈마 실험을 수행함으로써 탐침의 오염 문제를 연구하였다. 그 결과, 플라즈마의 밀도가 낮을수록 오염에 의한 효과는 적었으며 탐침에 제공되는 쓸기전압의 주파수가 증가할수록 오염에 의한 효과를 줄일 수 있었다. 이러한 연구 결과를 바탕으로 로켓 실험에 적당한 변형된 형태의 Langmuir 탐침을 제안하였다. -
위성의 미션은 적합한 궤도가 선태기될 때 적절히 수행될 수 있다. 지구를 관측하는 원격탐사 위성의 경우, 관측의 특성에 따라 최적의 태양고도각을 유지해야 하므로 태양동주기 궤도가 적합하다. 지구의 비대칭 중력포텐셜로 인한 영년섭동력을 이차항까지 전개하고 영년섭동력에 의한 승교점의 변화로부터 태양동주기 궤도를 유지하기 위한 제한조건을 유도하였다. 또한, 태양동주기 궤도의 고도와 궤도기울기를 계산하기 위한 알고리즘을 제시하고, 이 방법을 이용하여 미국의 ERTS 위성과 인도의 IRS 위성 등 네 개의 원격탐사 위성의 고도와 궤도기울기를 계산해 보았다. 이 위성의 궤도요소로부터 궤도를 쳬측하여 얻은 지상궤적을 통해 계산된 결과를 검증하였다.
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This report presents the development procedure and the results of a prototype star sensor which can be used as one of the attitude sensors of the KITSAT-3. The star sensor is a major attitude sensor that can determine the 3-axis attitude information, by comparing between star corrdinates in the star catalog and the measured corrdinates. The 2 dimensional CCD camera is used for measuring the star corrdinates and the DSP(Digital Signal Processor) technology is applied to the image and signal processing. Using the prototype star sensor with thermoelectri cooling technique, we have succesfully obtained the star images around 4th magnitude at Sobaeksan Astronomy Observatory minimizing night sky effect.
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The purpose of perigee kick motor firing is to place a satellite into transfer orbit and that of apogee kick motor firing is to place the satellite into geosynchonous orbit in order to increase the semi-major axis of the transfer orbit and reduce the inclination of the transfer orbit. Because apogee motor firing is always accompanied with injection errors, the satellite is not placed into geosynchonous orbit but into a near-geosynchonous orbit, also knows as a drift orbit. Thus, the orbital maneuver to correct drift orbit into gteosynchonous orbit is required, this maneuver is called the station acquisition. For reduction of expenditure and performance of mission, we estimate
$\Delta$ V budget and required fuel allowance for station acquisition. As the uncertainty of drift orbit by injection error of perigee and apogee kick motor firing prevents us from obtaining exact$\Delta$ V budget, statistical Monte Carlo simulation technique is used in order to get optimal$\Delta$ V budget and required fuel allowance with a probability of 99%. With respect to Korea satellite launched by Delta-2 launch vehicle in 1995, Monte Carlo analysis is used in order to get various orbital parameters,$\Delta$ V budget and required fuel allowance for station acquisition with a probability of 99%.