• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제19권4호
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• pp.263-272
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• 2002

보현산 천문대의 1.8m 망원경을 이용하여 1999년 10월 19일부터 21일까지 총 3일간 W UMa형 접촉쌍성 V523 Cas를 CCD 측광관측하여 총 616 (308의 ${\Delta}$b점, 308의 ${\Delta}$v점) 개의 관측점을 얻었다. 우리의 관측점으로부터 4개의 새로운 극심시각(주극심 2개, 부극심 2개)을 산출하였다. 우리가 얻은 BV 광도곡선과 Milone et al.(1985)의 시선속도곡선을 Wilson-Devinney(WD) 방법으로 흑점이 있는 경우와 없는 경우로 나누어 광도곡선의 해를 산출하였다.

• 한국우주과학회:학술대회논문집(한국우주과학회보)
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• 한국우주과학회 2006년도 한국우주과학회보 제15권1호
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• pp.61-61
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• 2006

• 한국우주과학회:학술대회논문집(한국우주과학회보)
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• 한국우주과학회 2006년도 한국우주과학회보 제15권1호
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• pp.69-69
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• 2006

• 한국우주과학회:학술대회논문집(한국우주과학회보)
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• 한국우주과학회 1998년도 한국우주과학회보 제7권1호
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• pp.33.2-33
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• 1998

• 천문학회보
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• 제31권2호
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• pp.67-67
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• 2006

• 한국우주과학회:학술대회논문집(한국우주과학회보)
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• 한국우주과학회 1999년도 한국우주과학회보 제8권1호
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• pp.19-19
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• 1999

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제24권2호
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• pp.99-110
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• 2007

W UMa형 접촉쌍성 CC Com을 소백산 천문대에서 61cm 망원경과 2K CCD 카메라로 2002년 3월 3일부터 4월 3일까지 3일간 측광관측하여 총 824개의 관측점(${\Delta}B$: 206점, ${\Delta}V$: 206점, ${\Delta}R$: 206점, ${\Delta}I$: 206점)을 얻었다. 우리의 관측점으로부터 9개의 새로운 극심시각(주극심: 6개, 부극심: 3개)을 산출하였다. 2004년 Wilson-Devinney(WD) 쌍성 모형 계산 프로그램으로 우리가 얻은 새로운 BVRI 광도곡선과 발표된 이중시선속도 곡선들을 결합하여 분석함으로서 CC Com의 제 물리요소를 새롭게 산출하였다. 광도곡선에 나타난 작은 비대칭을 반성에 고온 반점 2개를 도입하여 설명하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제23권3호
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• pp.177-188
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• 2006

소백산 천문대의 61cm 망원경과 2K CCD 카메라로 2003년 1월 6일부터 24일까지 5일간 WUMa형 접촉쌍성 V523 Cas를 측광판측하여 총 920개의 관측점(${\Delta}B$: 230점, ${\Delta}V$. 230점, ${\Delta}R$: 230점, ${\Delta}I$: 230점)을 얻었다. 우리의 관측점으로부터 9개의 새로운 극심시각(주극심: 5개, 부극심: 4개)을 산출하였다. 2004년도 Wilson-Devinney(WD) 쌍성 모형으로 우리가 얻은 새로운 BVRI 광도곡선과 Rucinski et al.(2003)의 시선속도 곡선을 결합하여 분석함으로서 V523 Cas의 제 물리요소를 새롭게 산출하였다. 광도곡선에 나타난 작은 비대칭을 온도가 높은 주성의 광구 표면에 차거운 흑점과 반성에 뜨거운 흑점을 가정하여 설명하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제12권1호
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• pp.21-29
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• 1995

$\beta$ Lyrae형 식쌍성 AW Cam을 UBV 세파장 영역에서 광전 관측하여 얻은 UBV 광도곡선을 Wilson and Devinney 쌍성 모델의 2가지 mode( mode 2와 mode 5)로 분석하였다. 이는 Russo and Milano (1983)가 산출한 측광 질량비(q=0.21)와 Mammano et al. (1967)의 분광질량비(q=0.43)가 일치하지 않는 모순-AW Cam 계의 남아 있는 문제인-올 해결하기 위한 것이다. Mode 2로 구한 측광학적 해가 mode 5로 구한 해보다 관측된 광도곡선을 더 잘 반영하는 것으로 계산되었다. 이는AW Cam이 정상준분리형계가 아나라 분리형 쌍성계임을 제시하는 것으로 해석될 수 있다. 또한 산출한 질량비 (q=0.43)로 계산한 AW Cam계의 삼차원 로쉬 모형을 보면 가벼운 반성은 안쪽 로쉬 한계면에 잘 들어 있는 반연 더 무거운 주성이 로쉬 한계면에 거의 접촉하고 있다. 로쉬 기하, 공전주기의 일정성, 그리고 다른 측광학적 증거들로 부터 AW Cam은 Giuricin and Mardrossian (1981)이 제안한 ‘접촉이 깨진 상태’에 있는 진화된 분리형 쌍성계가 아니라, ‘접촉 상태’로 가고 있는case A 진화 상 태에 있는 덜 진화된 분리형 쌍성계로 잠정적으로 결론짓는다

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제16권2호
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• pp.227-240
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• 1999

소백산천문대의 61cm 망원경을 이용하여 1996년 5월 12일과 1999년 5월 5일부터 6월 8일까지 총 8일 밤 동안 W UMa 형 접촉쌍성 BV Dra의 CCD 측광광측을 수행하여 이 쌍성계의 BV R광도 곡선을 완성하였다. 우리의 관측으로부터 9개의 새로운 극심시간 (제1 극심: 5개, 제2 극심: 4개)을 산출하였고, 1999년 이후에 관측된 극심시간으로부터 새로운 광도요소를 결정하였다. 우리의 BV R광도곡선과 Batten & Lu (1986)의 시선속도곡선을 Wilson-Devinney 쌍성모델의 접촉모드 (Mode 3)에 적용하여 BV Dra의 측광 및 분광학적 해를 구하였다. 이 분석에서 광도곡선 비대칭의 원인을 흑점에 의한 것으로 가정하여 흑점이 있는 경우와 없는 경우로 나누어 1999년 광도곡선 해를 산출하였다. 그 결과, 우리는 이전의 연구자들에 의해 보고되지 않은 광도곡선 비대칭을 반성표면 위에 hot spot가 존재하고, 주성표면 위에 cool spot가 존재해서 일어난다고 해석하였다. 광도곡선과 시선속도곡선의 분석에 의해 산출한 BV Dra의 절대 물리량은 $M_1=0.40M_{odot}$, $M_2=1.01M_{odot}$, $R_1=0.72R_{odot}$, $R_2=0.40R_{odot}$ 이다. 이 절대 물리량을 이용하여 질량-반경도를 살펴본 결과, 질량이 작은 주성이 종년 주계열 (TAMS)근처에 있고, 질량이 큰 반성이 영년주계열 (ZAMS)근처에 위치하고 있다. 이는 질량-반경도에서 다른 W형 W UMa쌍성계의 위치와 매우 비슷하다.