• 대한의용생체공학회:의공학회지
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• 제26권6호
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• pp.357-363
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• 2005

Active contour models have been extensively used to segment, match, and track objects of interest in computer vision and image processing applications, particularly to locate object boundaries. With conventional methods an object boundary can be extracted by controlling the internal energy and external energy based on energy minimization. However, this still leaves a number of problems, such as initialization and poor convergence in concave regions. In particular, a contour is unable to enter a concave region based on the stretching and bending characteristic of the internal energy. Therefore, this study proposes a method that controls the internal energy by moving the local perpendicular bisector point of each control point on the contour, and determines the object boundary by minimizing the energy relative to the external energy. Convergence at a concave region can then be effectively implemented as regards the feature of interest using the internal energy, plus several objects can be detected using a multi-detection method based on the initial contour. The proposed method is compared with other conventional methods through objective validation and subjective consideration. As a result, it is anticipated that the proposed method can be efficiently applied to the detection of the pulmonary parenchyma region in medical images.

• 한국측량학회지
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• 제34권5호
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• pp.471-478
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• 2016

이 논문에서는 스테레오 위성자료의 효율적 활용을 위한 위성 기하요소간 상관성 분석결과를 제시한다. 정밀한 위치 정보 취득을 위해서는 스테레오 자료가 적정 범위의 수렴각과 이등분선고도각을 형성해야 하며, 이러한 기하요소는 개별 센서의 방위각과 고도각에 의해 큰 영향을 받는다. 논문에서는 스테레오를 구성하는 두 센서의 고도각과 센서간 방위각 차이에 따른 수렴각과 이등분선고도각 변이를 추정하였다. 이러한 분석을 통해 복잡한 에피폴라 기하구조 분석이나 수식적용 없이 두 센서의 방위각 및 고도각 정보 확인만으로 스테레오 기하요소를 추정할 수 있는 근거를 제시하였다. 실험 결과 수렴각과 이등분선고도각이 적정 범위 내로 형성되기 위해서는 두 센서의 고도각이 50° 일 때는 방위각 차이가 150° 이상, 60° 일 때는 방위각 차이가 130° 이상, 고도각이 70° 일 때는 100° 이상이어야 함을 각각 보여주었다. 실험결과는 향후 스테레오 위성자료를 이용한 다양한 분야에 효과적으로 활용될 수 있을 것으로 판단된다.

• Applied Microscopy
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• 제36권2호
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• pp.83-91
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• 2006

신경연접은 다양한 생리적 또는 병적 상태에 반응하여 구조 및 수적 변화를 보이며, 신경연접의 밀도 변화는 신경세포의 활성 조절에 중요한 역할을 하는 것으로 알려져 있다. 따라서 특정 생리적 또는 병적 상태에서 신경연접의 밀도 변화를 명확히 이해하기 위해서는 정확한 정량방법을 이용한 밀도 측정이 필수적이다. 본 연구에서는 physical disector법을 이용하여 흰쥐 뇌의 치아이랑에 위치하는 과립신경세포의 신경연접 수를 측정하였으며, 이를 통해 physical disector의 방법적 정확성을 확인하고자 하였다. 성체 흰쥐를 관류고정한 후 치아이랑의 연속 절편을 얻어 통상적인 전자현미경 시료제작법을 통해 Epon 혼합용액에 포매하였다. Physical disector법을 이용한 밀도 분석 시 연속절편의 정렬, 비교 및 disector frame이 필요하므로 Reconstruct 프로그램을 사용하였다. 동물 당 40장의 $1{\mu}m$ 연속절편을 제작하여 과립신경세포체의 밀도를 측정하였으며, 15장의 80nm연속절편으로부터 bidirectional disector법을 이용하여 과립신경세포와 내측 관통로(medial perforant path) 간 신경 연접의 밀도를 분석하였다. 과립신경세포의 세포체와 신경연접은 각각 과립층과 분자층에 위치하기 때문에 하나의 신경세포가 가지는 신경연접의 수를 측정하기 위해서는 각 층의 부피를 고려하는 것이 요구된다. 따라서 과립층에 대한 분자층의 부피비율을 측정하였다. 실험결과, 흰쥐 치아이랑에 위치하는 하나의 과립세포당 약 6,500개의 신경연접의 존재한다는 사실을 확인하였으며, 이는 다른 연구자들의 결과와 유사하였다. 본 연구로부터 physical disector법은 특정 생리적 또는 병적 조건에서 나타나는 신경세포 및 신경연접의 수적 변화를 정확히 측정할 수 있는 유용한 정량방법임을 알 수 있었다. 향후 physical disector법을 이용하여 다양한 실험동물모델의 신경연접 변화를 분석하는 것은 신경연접의 형태적 가소성을 이해하는데 이바지할 것으로 생각된다.

• 천문학회지
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• 제51권1호
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• pp.17-25
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• 2018

Detecting exoplanets around giant stars sheds light on the later-stage evolution of planetary systems. We observed the M giant HD 18438 and the K giant HD 158996 as part of a Search for Exoplanets around Northern circumpolar Stars (SENS) and obtained 38 and 24 spectra from 2010 to 2017 using the high-resolution Bohyunsan Observatory Echelle Spectrograph (BOES) at the 1.8m telescope of Bohyunsan Optical Astronomy Observatory in Korea. We obtained precise RV measurements from the spectra and found long-period radial velocity (RV) variations with period 719.0 days for HD 18438 and 820.2 days for HD 158996. We checked the chromospheric activities using Ca $\text\tiny{II}$ H and $H{\alpha}$ lines, HIPPARCOS photometry and line bisectors to identify the origin of the observed RV variations. In the case of HD 18438, we conclude that the observed RV variations with period 719.0 days are likely to be caused by the pulsations because the periods of HIPPARCOS photometric and $H{\alpha}$ EW variations for HD 18438 are similar to that of RV variations in Lomb-Scargle periodogram, and there are no correlations between bisectors and RV measurements. In the case of HD 158996, on the other hand, we did not find any similarity in the respective periodograms nor any correlation between RV variations and line bisector variations. In addition, the probability that the real rotational period can be as longer than the RV period for HD 158996 is only about 4.3%. Thus we conclude that observed RV variations with a period of 820.2 days of HD 158996 are caused by a planetary companion, which has the minimum mass of 14.0 $M_{Jup}$, the semi-major axis of 2.1 AU, and eccentricity of 0.13 assuming the stellar mass of $1.8 M_{\odot}$. HD 158996 is so far one of the brightest and largest stars to harbor an exoplanet candidate.

• 천문학회보
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• 제36권1호
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• pp.37.2-37.2
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• 2011

Our previous study on tiny pores (R < 2") observed by HINODE/Solar Optical Telescope (SOT) revealed that the plasma in the pores at the photosphere is always moving down and the pores are surrounded by the strong downward motions (highly red-shifted) of neighboring granulations. From this study, we speculated that the flow motions above the pore should be related with the motions at the photosphere, since the pore is strong magnetic field region. Meanwhile, SNU and KASI installed Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS) in the Cude room of the 1.6 m New Solar Telescope (NST) at Big Bear Solar Observatory. FISS is a unique system that can do imaging of H-alpha and Ca II 8542 band simultaneously, which is quite suitable for studying of dynamics of chromosphere. To get some clue on the relationship between the photospheric and low-chromospheric motions at the pore region, we took a coordinate observation with NST/FISS and Hinode/SOT for new emerging active region (AR11117) on October 26, 2010. In the observed region, we could find two tiny pores and two small magnetic islands (SMIs), which have similar magnetic flux with the pores but does not look dark. Magnetic flux density and Doppler velocities at the photosphere are estimated by applying the center-of-gravity (COG) method to the HINODE/spectropolarimeter (SP) data. The line-of-sight motions above the photosphere are determined by adopting the bisector method to the wing spectra of Ha and CaII 8542 lines. As results, we found the followings. (1) There are upflow motion on the pores and downflow motion on the SMIs. (2) Towards the CaII 8542 line center, upflow motion decrease and turn to downward motion in pores, while the speed of down flow motion increases in the SMIs. (3) There is oscillating motion above pores and the SMIs, and this motion keep its pattern along the height. (4) As height increase, there is a general tendency of the speed shift to downward on pores and the SMIs. This is more clearly seen on the other regions of stronger magnetic field. In this talk, we will present preliminary understanding of the coupling of pore dynamics between the photosphere and the low-chromosphere.