제17권1호
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To derive the metallicities of M3 and M5, we used the shape of red giant branch, horizontal branch magnitude, and red giant branch bump on the (V-I)-V color magnitude diagrams. [Fe/H] values ranging -1.46 ∼ -1.69 for M3, and -1.00 ∼ -1.49 for M5 are estimated. These values are in good agreements with the previously determined ones. This result leads the morphologies of red giant and horizontal branches on the (V-I)-V color magnitude diagrams can be good indirect metallicity indicators of galactic globular clusters.
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We have modeled the observed spectral energy distributions(SEDs) of young stellar objects (YSOs) in giant molecular clouds (GMCs). We propose the theoretical modles for the dust envelopes around YSOs. The YSOs in a GMC may share the same initial chemical composition. In this paper, we compare the model SEDs with the observations of the YSOs. Dust shells of the YSOs are composed of a mixture of astronomical silicate and graphite grains. We propose the models for the evolution of the GMCs comparing the shape of the SEDs on the IRAS 2-color diagram with the age.
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접촉쌍성 VW Cep의 BV 측광관측을 1999년 4-5월 중 7일간 소백산천문대에서 수행하여 총 1,018개의 관측점을 얻었다. 이 관측 자료를 사용하여 광도곡선을 만들었고 이로부터 극심시각 HJD2454327.2282을 결정하였다. 우리의 광도곡선을 Wilson-Devinney 프로그램을 사용하여 분석하였다. 이때 모드 3을 적용하였고,
$i,T_2,\Omega_1,q,L_1$ 을 수정인자로, 나머지 요소는 모두 고정인자로 사용하였다. WD 프로그램 초기 입력값으로$T_1,a,V_r$ 은 Kaszas et al. (1998)의 값을, A는 Hendry et al. (1992)의 값을, X1는 van Hamme (1993)의 값을 사용하였다. 우리의 광도곡선해와 Kaszas et al. (1998)의 분광학적 해를 결합하여 VW Cep의 절대량$M_1=0.95M_\odot,M_2=0.33M_\odot,R_1=1.02R_\odot,R_2=0.66R_\odot$ 을 산출했다. -
Synchrotron emission at 408 MHz and HI column density have been used to find an evidence for the relationship between the Galactic magnetic field and the gas density. The observational data of the brightness temperature and HI column density,
$T_b(408)\;and \;N_{HI}$ , near the galactic plane between galactic longitudes$l=62^{circ}\;and\;l=250^{\circ}$ show a clear linear correlation of$T_b(408)=A(l,b)+B\;N_{HI}$ , where A(l, b)is a background and forground radiation at the galactic coordinate. We found$(1.4{pm}0.3)10^{-21}$ for the slope B, which describes the strength of the syncrotron radiation from the HI cloud, and agrees with the value for the MIlky Way obtained by Beuermann et al. (1985). We conclude therefore that a well defined nonthermal corelates with the HI column density originating from this HI cloud. -
lUE 저분산 자로플 가지고 44i Boo, W UMa, AW UMa및 VW Cep에서 나오는 자외선 방출선들의 특징을 조사하였다 단파장영역과 장파장영역에서의 방출선 선세기를 구하여, 이를 자
$\boxUl$ 선 등급으로 변환하여 광도곡선을 얻었다 단파장 영ff에서 나오는 방출선인 C I, C II, C IV, SiIV, N V에 대한 선세기를 구한 결파, C IV가 모든 별에서 가장 센 방출을 보였으며. Si IV와 NV는 비교적 작은 양의 선세기를 나타내었다. 4개의 W UMa 별 쿵에근 44i Boo가 가장 높은 선세기를 보였으며, 단과장 영역에서는 위상 0.2와 0 8부근에서 자외선 팡도가 maximup을 보이는 변광을 확인하였다 또한, 전이영역에서 나오는 C IV, Si IV, N V 방출선을 합하여 이를 극소기의 태양값과 비교하여 태양보다 최대40배의 높은 활동성을 가지고 있음을 알았다. 짧은 주기를 갖는 별,즉 44i Boo, W UMa, AW UMa순으로 전이영역의 헐동성이 감소하는 것으로 나타났다. 장 파장 영역에서는 AW UMa와 VW Cep의 Mg ll 방출선을 조사하였는데, 단파장의 방출선 보다 뚜렷한 주기적 변광을 보였으며, 이를 이응하여 두 별의 유효온도를 추정하였다.. -
충북대하교 교내천문대에 설치된 LX200 망원경으 구동장치가 가지고 있는 주기오차량을 측정하고, 이를 분석하여 보정하였다. 주기오차의 보정전에 측정한 오차의 표준편차는
$\sigma$ =7."2 이었고, 주기오차를 보정한 후의$\sigma$ =1."2로 추적을 하는데 있어 정확도면에서 6배 향상되었다. -
한국 천문연구원은 국내 관련 기업과 함께 열전냉각방식 (thermoelectric cooler, 이하 TEC)을 이용한 실용화 극미광 영상장비를 개발하였다. 개발한 모델을 구성하는 부품들은 Kodak사의 KAF-0401E(
$768{\times}512$ pixels, blue plus version) CCD 센서를 사용하였고, 국내 업체인 Thermotek의 TEC 모듈을 사용하여$-25^{\circ}C$ 까지 냉각이 가능하다. 셔터는 Uniblitz사의 VS25S를 사용하여 최소 80ms의 노출을 할 수 있다. PC와의 인터페이스는 현재 한국 천문연구원에서 개발하여 사용중인 ISA 버스의 컨트롤러 보드를 사용하고 12bit 비디오 프로세서인 AD9816을 사용하여 영상을 얻는다. 암잡음은$-10^{\circ}C$ 에서$0.4e^-$ /pixel/s이며 직선성은$99.9{\pm}0.1%$ , gain은4.24e^- /ADU이고 전체 시스템 잡음은$25.3e^-(rms)$ 이다. 실험한 모델은 측광이 가능할 정도 ($\pm$ 0.01등급)의 정밀도를 가지고 천문관측 뿐만 아니라 다른 분야의 영상획득에 유용하게 사용 할 수 있을 것이다. -
2002년에 발사 예정인 과학 위성 1호의 주 탑재체로 원자외선 분광기가 실릴 예정이다. 원자외선 분광기는 영상과 함께 분광의 기능을 함께 수행을 하게 되는데, 이를 위해 광학적인 요소로서 포물 원통 반사경, 슬릿, 타원형 회절 반사경, 그리고 MCP가 사용된다. 천문학적 관측 목표의 달성을 위한 각 광학 요소의 생산 오차와 위치 오차의 허용 한계를 구하였으며, 이 과정에서 도식적 단순화를 통해 민감도표를 해석하여 각 광학 요소의 조작 범위와 정밀도 등을 구하였다. 선형 오차의 경우
$15{\mu}m$ , 각 오차의 경우 2' 이내의 정밀도로 광학적 요구 조건을 만족할 수 있을 것이다. -
약
$10^{4.5}K$ 과$10^{6}K$ 사이의 온도를 갖는 고온기체가 주로 복사열에 의해 냉각될 때 900${\AA}$ 에서 1 1,200${\AA}$ 사이의 원자외선 영역에서 OVI 이중선$(\lambda\lambda1032,\lambda\lambda1038)$ 을 가장 강하게 방출하게 된다. 은하 전체에 걸쳐 넓게 분포하는 원자외선 방출선을 검출하려는 시도가 그동안 몇 번 있어왔으나 극히 제한된 일부 시선방향으로만 OVI 방출선이 관측되었을 뿐 관측 자료가 극히 미비한 상태이다. 또한 지구 대기로부터 방출되는 여러가지 밝은 대기광들로 인해 OVI 방출선의 관측이 영향을 받게 된다. 대기광중 OVI 방출선에 가장 가까이에 위치하는 HI 1025${\AA}$ 과 01 1027${\AA}$ 두 line이 약$10^{5.5}K$ photons/s/$cm^2$ /sr의 강도 (intensity)로서 가장 큰 영향을 미친다. 본 연구에서 는 온테카를로 모의실험과$\chi^2$ 검사 기법 등을 통하여 과학위성 1호에 탑재 예정인 원자외선 분광기로부터 OVI 이중선의 검출 가능성을 연구하였다. 또한 기존의 원자외선 관측 결과 및 이론으로부터 예상되는 결과와 비교하였으며 OVI 분석 결과를 실제 광학부 제작에 필요한 오차 허용 한계 (tolerance limit)를 결정짓는 중요한 변수로 사용하도록 하였다. -
오로라 제트전류에 영향을 미치는 전기장과 전기전도도의 상대적인 기여도를 조사했다. 이 목적 을 위해서 국제자기권연구 (IMS) 기간인 1978년 3월 17-19일 사이에 관측된 지자기변화자료를 이용했다. Allen & Kroehl (1975)의 연구결과를 바탕으로 새로운 AU 및 AL 지수를 정의하였다. 이들은 각각
$1500\leq MLT\leq1800$ 및$0000\leq MLT\leq0300$ 구간에 위치한 AE 관측소의 지자기변화자료를 이용해 작성되었다. 그리고 이렇게 정의된 지수로부터 동향 및 서향제트전류의 전류밀도를 계산했다. 저녁영역의 전기전도도는 태양의 EUV 복사에 의한 것으로 가정하고 AU 지수에 기여하는 전기장의 분포를 추정하였다. 나아가 저녁과 새벽영역의 전기장분포가 거의 같다는 관측사실로부터 AL 지수에 영향을 미치는 하강오로라입자에 의한 Hall 천기전도도분포를 추정하는 것이 가능했다. 이렇게 얻어진 전기장 및 전기전도도분포는 각각 AU 및 AL 지수와 비교적 높은 상관관계가 있었다. 이것은 AU 및 AL 지수가 각각 직접가동 및 저장-방충과정과 밀접한 관계가 있음을 시사한다. -
When a deployed probe is biased by a high positive potential during a space experiment, the payload is induced to a negative voltage in order to balance the total current in the whole system. The return currents are due to the responding ions and secondary electrons on the payload surface. In order to understand the current collection mechanism, the process was simulated with a combination of resistor, inductor, and capacitor in SPICE program which was equivalent to the background plasma sheath. The simulation results were compared with experimental results from SPEAR-3 (Space Power Experiment Aboard Rocket-3). The return current curve in the simulation was compatible to the experimental result, and the simulation helped to predict the transient plasma response to a high voltage during the plasma sheath formation.
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본 연구는 지구 공전 궤도 근처의 Leonid의 출현 빈도와 속도 등을 예측하기 위한 연구의 초기 단계로서 meteoroid에 대한 기초 자료 조사와 더붙어 기존에 알려져 있는 meteoroid 입자의 분출 속도 모텔과 섭동 모델로부터 meteoroid의 운동 방향과 속도를 컴퓨터로 계산하기 위한 프로그램을 개발하고 이것을Leonid stream에 적용해 보았다. 입자의 초기 속도 모델로는Jones의 분출속도 분포모델을 사용하였으며, meteoroid의 궤도 운동 모델에는 태양과 달, 지구를 비롯한 각 행성들의 섭동 모델이 포함되었다. 태양계 천체들의 Ephemeris를 구하기 위해 JPL (Jet Propulsion L Laboratory)의 SSD (Solar System Dynamics) Laboratory에서 개발된 DE405 Solar System E Ephemeris 데이터 파일을 사용하였다. 이외에 중요한 섭동 요소로써 태양 복사압을 고려하였으며, 적분 알고리즘으로는 8차 Runge-Kutta 방법을 사용하였다.
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The KOMPSAT(Korea Multi-Purpose SATellite) has two optical imaging instruments called EOC(Electro-Optical Camera) and OSMI (Ocean Scanning Multispectral Imager). The image data of these instruments are transmitted to ground station and restored correctly after post-processing with the telemetry data transfeered from KOMPSAT spacecraft. The major timing information of the KOMPSAT is OBT (On-Board Time) which is formatted by the on-board computer of the spacecraft, based on 1Hz sync. pulse coming from the GPS receiver involved. The OBT is transmitted to ground station with the house-keeping telemetry data of the spacecraft while it is distributed to the instruments via 1553B data bus for synchronization during imaging and formatting. The timing information contained in the spacecraft telemetry data would have direct relation to the image data of the instruments, which should be well explained to get a more accurate image. This paper addresses the timing analysis of the KOMPSAT spacecraft and instruments, including the gyro data timing analysis for the correct restoration of the EOC and OSMI image data at ground station.