Magnetospheic substorm in the magnetotail region is studied numerically by means of a three dimensional MHD code. The analytic solution for the quiet magnetotail is employed as an initial configuration. The localized solar wind is modeled to enter the simulation domain through the boundaries located in the magnetotail lobe region. As a result of the interaction between the solar wind and the magnetosphere, the magnetic field lines are stretched, and the plasma sheet becomes thinner and thinner. When the current driven resistivity is generated, magnetic reconnection is triggered by this resistivity. The resulting plasma jetting is found to be super-magnetosonic. Although the plasmoid formation and its tailward motion is not quite clear as in the two dimensional simulation, which is mainly because of the numerical model chosen for the present simulation, the rarification of the plasmas near the x-point is observed. Field aligned currents are observed in the late expansive stage of the magnetospheric substorm. These field aligned currents flow from the tail toward the ionosphere on the dawn side from the ionosphere to ward the tail on the dusk side, namely in the same sense of the region 1 current. As the field aligned currents develop, it is found that the cross tail current in the earth side midnight section of the magnetic x-point is reduced.

Parker(1963)가 제사한 고전적 태양풍 이론은 항성계를 비롯한 여러 개의 항성풍 현상을 역학적으로 잘 설명하고 있다. 태양풍과 같은 함성풍의 경우에 대해서는 구형의 항성풍 구조를 갖지만, 우리 은하 내에서 발견되는 SS433제트, 외부 은하인 M87에서 볼 수 있는 쌍방 분출역내의 광학 제트와 AGN근방에서 발견되는 다양한 제트 현상은 항성풍과는 달리 좁은 공간으로 집속화(collimation)되는 것이 특징이다. 이 연구에서는 각운동량이 보존되는 회전 원반계의 경우, 유체 역학적 이론에 근거하여 이러한 제트 현상을 일으키는 계의 역학적 구조에 대하여 알아보았다. 특히 제트를 이루는 흐름의 단면적의 변화가 제트 흐름의 물리적 변화를 일으키는데 회전 원반계의 경우, 이 관계가 뚜렷이 나타나는 것을 알았다.

자기장을 고려한 압축성 무한 가스 원반계를 가정하여 이 계의 중력 불안정성에 대해 알아보았으며, 또한 초기 질량 함수를 구하였다. 가스압에 비해 자기압이 큰 경우, 이 원반계는 긴 파장을 갖는 섭동에 의해 불안정해지는 반면 자기압에 비해 가스압이 큰 경우는 이보다 짧은 파장의 섭동에 의해 불안정하게 됨을 알 수 있다.

RS CVn형 변광성 Hㅇ 8358을 1987년 10우러부터 1988년 12월까지 총 15일간 소백산천문대의 61cm 반사망원경으로 UBV 광전관측을 하여 새로운 광도 곡선을 얻었다. 우리의 광도곡선에서는 두 개의 극대광도가 보였다. 한편, 극대광도가 관측된 날들의 극대 시각들을 조사한 결과, 그때의 위상이 계속 변함을 알았다. 또한 1987년 10월 -1988년 1월의 관측 값에 비해서, 1988년 11월 -12월의 관측 값이 $\Delta(b-\upsilon)$는 청색화해졌으나 $\Delta(u-b)$는 적생화해졌다.

A total of 80 photographs on 29 nights and another total of 44(22 each in B and V) photoelectric observations on 6 nights are secured for P/Halley(1982 ⅰ) for seven months before and after the perihelion passage. The photographic observations have been mode at different places depending on the position of the comet and the development of the tail, while the photoelectric observations were made only with 61-cm reflector at Yonsei University Observatory(YUO). Four most representative photographs are presented only to illustrate the remarkable features of the comet. The second one of these shows a coma with a possible flash activity on 1985 SEPT. 18.56 UT. The third one shows the largest tail recorded among our plates, and the last one prepresents unusual record made on northern hemisphere at a latitude as high as about $33^{circ}$12' N on the occasion of the comet's second perigee on 1976 APR. 11.6 UT. Photoelectric observations, on the other hand, determine the V and B-V of the total and the coma of the comet before its perihelion passage, and exhibit the light variations of 0m.6 in V in an hour and a half. Two new sets of m and n, one before and the other after the perihelion passage, determined based on the collected data, but the values are dissimilar one another significantly.