• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제39권2호
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• pp.67-77
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• 2022

The elements that impact the dynamics and collaborations of waves and particles in the magnetosphere of planets have been considered here. Saturn's internal magnetosphere is determined by substantiated instabilities and discovered to be an exceptional zone of wave activity. Interchanged instability is found to be one of the responsible events in view of temperature anisotropy and energization processes of magnetospheric species. The generated active ions alongside electrons that constitute the populations of highly magnetized planets like Saturn's ring electron current are taken into consideration in the current framework. The previous and similar method of characteristics and the perturbed distribution function have been used to derive dispersion relation. In incorporating this investigation, the characteristics of electromagnetic ion cyclotron wave (EMIC) waves are determined by the composition of ions in plasmas through which the waves propagate. The effect of ring distribution illustrates non-monotonous description on growth rate (GR) depending upon plasma parameters picked out. Observations made by Cassini found appropriate for modern study, have been applied to the Kronian magnetosphere. Using Maxwellian ring distribution function of ions and detailed mathematical formulation, an expression for dispersion relation as well as GR and real frequency (RF) are evaluated. Analysis of plasma parameters shows that, proliferating EMIC waves are not developed much when propagation is parallelly aligned with magnetosphere as compared to waves propagating in oblique direction. GR for the oblique case, is influenced by temperature anisotropy as well as by alternating current (AC) frequency, whereas it is much affected only by AC frequency for parallel propagating waves.

• 천문학회지
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• 제41권3호
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• pp.65-76
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• 2008

We have investigated the optical properties of the global haze on Titan from spectra recorded between 7100 and $9200{\AA}$, where $CH_4$ absorption bands of various intensities occur. The Titan spectra were obtained on Feb. 23, 2005 (UT), near the times of the Cassini T3 flyby and Huygens probe, using an optical echelle spectrograph (BOES) on the 1.8-m telescope at Bohyunsan Observatory in Korea. In order to derive the optical properties of the haze as a function of altitude, we developed an inversion radiative-transfer program using an atmospheric model of Titan and laboratory $CH_4$ absorption coefficients available from the literature. The derived extinction coefficients of the haze increase toward the surface, and the coefficients at shorter wavelengths are greater than those at longer wavelengths for the 30 - 120 km altitude range, indicating that the Titanian haze becomes optically thin toward the longer wavelength range. Total optical depths of the haze are estimated to be 1.4 and 1.2 for the 7270 - $7360{\AA}$ and 8940 - $9150{\AA}$ ranges, respectively. Based on the Huygens/DISR data set, Tomasko et al. (2005) reported total optical depths of 2.5 - 3.5 at $8290{\AA}$, depending on the assumed fractal aggregate particle model. The total optical depths based on our results are smaller than those of Tomasko et al., but they partially overlap with their results if we consider a large uncertainty from possible variations of the $CH_4$ mixing ratio over Titan's disk. We also derived the single scattering albedo of the haze particles as a function of altitude: it is less than 0.5 at altitudes higher than ${\sim}150\;km$, and approaches 1.0 toward the surface. This behavior suggests that, at altitudes above ${\sim}150\;km$, the average particle radius is smaller than the wavelengths, whereas near the surface, it becomes comparable or greater.

• 천문학회보
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• 제46권2호
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• pp.35.5-36
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• 2021

'역상고성'은 '신법산서'에 수록되어 있는 티코브라헤의 역법체계와 그 밖의 천문 내용들을 중국인 천문학자들에 의하여 확실하게 정리를 하였지만 '역상고성'에 따른 추보는 천상과 불일치를 보게 되었다. 藪內淸(야부우치 키요시) 저(1969), 유경로 역(1985)에 의하면 이러한 불일치는 옹정 8년 6월 초 1일의 일식이었는데 예보의 오류를 정정한다는 것을 중국 천문학자들이 감당하기 어려웠다. 퀘글러(Ignatius Kögler, 戴進賢, 1680~1746)와 페레이라(Andreas Pereira, 서무덕(徐懋德), 1690-1743) 등의 선교사 천문학자들이 칙명을 받아 종사하게 되고, 이들이 중심이 되어 '역상고성'보다 더 진보된 서양천문 역법에 기초를 둔 역서가 편찬되게 되었다. '신법산서'와 '역상고성'은 모델에서는 평원(平圓)을 사용하지만 '역상고성후편'에서는 타원(楕圓) 모델을 사용하게 된다. 건륭 7년(1742년)에 10권이 완성되어 '역상고성후편'이라 명하였다. 타원모델을 채택하였지만 지동설에 대한 내용은 전혀 기술되어 있지 않다. 아마도 태양이나 달의 운동을 추보하는데 지구를 중심으로 해야 하기에 이에 대한 언급을 필요치 않았을 수도 있다. '역상고성후편' 은 태양과 달의 운행, 일식과 월식에 대해서만 다루고 있다.그러나 '역상고성'에서는 청몽기차나 지반경차를 티코브라헤의 표 값을 그대로 사용하였고, 이 값들이 관측과 관련이 되어 있음을 설명하려는 무리를 두고 있다. 너무 정확하게 값들이 관측 값들로부터 유도되어 의심이 갈 정도이다. 카시니(Giovanni Domenico Cassini, 喝西尼, 1625~1712)는 자신의 동료 리셰와 함께 파리와 프랑스령 기아나 카이엔에서 충의 위치에 있는 화성과 부근 별의 고도를 관측하여 충의 위치에 있는 화성의 시차를 측정하여 최초로 태양과 지구 사이의 거리를 어림하고, 태양의 지반 경차를 현재와 값과 거의 비슷하게 얻었다. '역상고성후편'에서는 이 내용을 상세하게 다루고 있다. 또한 대기에서 입사각과 굴절각 사이에 Snell의 법칙이 성립하는데 이를 이용하여 모호하게 알았던 청몽기차를 대기의 굴절을 이용하여 현재의 값과 비슷한 값을 얻어 사용할 수 있게 되었다. 이는 모든 천체의 위치를 관측하는데 있어서 매우 정확한 값들을 얻을 수 있게 되고 이에 따라 황도-적도 경사각도 정확하게 얻어진다. '역상고성후편'은 옹정원년을 역원으로 하고 있다. 태양의 운행에 있어서 케플러의 타원 궤도를 이용하게 된다. '신법산서'와 '역상고성'에서는 평균근점이각 M을 모델에서 보여 줄 수 있지만 타원 궤도에서는 이 각이 면적각으로 주어지고, 원 대신 타원을 다루기에 쉽지 않다. 현재는 케플러 방정식을 풀어 가감차를 구하게 되는데 이를 기하학적으로 풀이하는 차적구적법을 소개하고 있다. 이와 함께 면적을 이용하여 타원계각과 타원차각을 구하는 차각구각법도 소개한다. 타원계각과 타원차각을 모두 고려하였기에 현재의 태양의 운동을 기술하는 타원모델과 완벽하게 같다. 다만 사용하는 상수가 아주 조금 다를 분이다. 태양의 경도를 추보하는 방법도 동지점을 기준으로 하고 현재의 방법과 동일하다. 달의 운행도 타원 궤도를 사용한다. '역상고성후편'의 내용은 우리나라의 전해져서 1860년 남병길이 쓴 '시헌기요(時憲紀要)'에는 태양, 달, 일·월식, 오행성의 운동, 항성의 위치, 시간 등을 추보하는데 필요한 내용들이 매뉴얼화 되어 기록되어 있고, 1862년 남병철이 쓴 '추보속해(推步續解)'에도 같은 내용을 담고 있다.