Recently a multilayer spectral inversion (MLSI) model has been proposed to infer the physical parameters of plasmas in the solar chromosphere. The inversion solves a three-layer radiative transfer model using the strong absorption line profiles, H alpha and Ca II 8542 Å, taken by the Fast Imaging Solar Spectrograph (FISS). The model successfully provides the physical plasma parameters, such as source functions, Doppler velocities, and Doppler widths in the layers of the photosphere to the chromosphere. However, it is quite expensive to apply the MLSI to a huge number of line profiles. For example, the calculating time is an hour to several hours depending on the size of the scan raster. We apply deep neural network (DNN) to the inversion code to reduce the cost of calculating the physical parameters. We train the models using pairs of absorption line profiles from FISS and their 13 physical parameters (source functions, Doppler velocities, Doppler widths in the chromosphere, and the pre-determined parameters for the photosphere) calculated from the spectral inversion code for 49 scan rasters (~2,000,000 dataset) including quiet and active regions. We use fully connected dense layers for training the model. In addition, we utilize a skip connection to avoid a problem of vanishing gradients. We evaluate the model by comparing the pairs of absorption line profiles and their inverted physical parameters from other quiet and active regions. Our result shows that the deep learning model successfully reproduces physical parameter maps of a scan raster observation per second within 15% of mean absolute percentage error and the mean squared error of 0.3 to 0.003 depending on the parameters. Taking this advantage of high performance of the deep learning model, we plan to provide the physical parameter maps from the FISS observations to understand the chromospheric plasma conditions in various solar features.
Kim, Hye-Young;Kim, Chun-Hwey;Hong, Kyeongsoo;Jeong, Min-Ji;Park, Jang-Ho;Song, Mi-Hwa;Lee, Jae Woo;Lee, Chung-Uk
The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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v.44
no.2
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pp.64.1-64.1
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2019
The first high-resolution spectroscopic and new multiband photometric observations of the semi-detached Algol type binary XZ CMi were performed at the Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO) and the Sobaeksan Optical Astronomy Observatory (SOAO), respectively. A total of 34 spectra were obtained using the 1.8 m reflector of the BOAO equipped with the Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph to construct the radial velocity (RV) curves of the eclipsing pair. New BVRI photometric light curves were also covered by using the SOAO 61cm reflector and a CCD camera. A detailed analysis of all eclipse timings shows that the orbital period of XZ CMi has varied in an upward parabolic variation superposed on a sinusoidal oscillation with a period of 38.0 yr and a semi-amplitude of 0.0071 days. From the spectral analysis, the effective temperature and the projected rotational velocity of the primary component were determined to be Teff,1 = 7387±161 K and v1sini = 122±6 km s-1, respectively. Our simultaneous synthesis of the double-lined RV and BVRI light curves gives the reliable system parameters of XZ CMi with a mass ratio (q) of 0.314, an orbital inclination (i) of 81.9 deg and a large temperature difference (∆T) of 2481 K. The individual masses and radii of both components are M1 = 1.91±0.08M⊙, M2 = 0.60±0.02M⊙, R1 = 1.60±0.02R⊙, R2 = 1.13±0.02R⊙, respectively. Although the primary component is located inside the δ Sct and γ Dor instability strips, no evidence of pulsation in the system was detected. The possible evolutionary status of XZ CMi is discussed.
HD 81817 is known as a hybrid star. Hybrid stars have both cool stellar wind properties and UV or even X-ray emission features of highly ionized atoms in their spectra. A white dwarf companion has been suggested as the source of UV or X-ray features. HD 81817 has been observed since 2004 as a part of our radial velocity (RV) survey program to search for exoplanets around K giant stars using the Bohyunsan Observatory Echelle Spectrograph (BOES) at the 1.8 m telescope of Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO) in Korea. We obtained 84 RV measurements between 2004 and 2018 for HD 81817 and found two periodic RV variations. The obtained amplitudes of RV periods are around 200 m/s, which are significantly lower than that expected from a white dwarf companion. Furthermore, our re-analysis of the IUE spectra used by Reimers (1984) shows that the excess in UV emission can easily be explained by a pseudo-continuum of unresolved emission lines originating in the extended chromosphere of the star. We thus conclude that there are no companions of stellar mass to HD 81817. Meanwhile, we analyzed two periodicities in RV measurements and conclude that the period of 627.9 days is caused by intrinsic stellar activities based on H alpha equivalent width (EW) variations of a similar period. On the other hand, the period of 1047.8 days is likely to be caused by substellar companion which has a minimum mass of 27.6 MJUP, a semi-major axis of 3.3 AU, and an eccentricity of 0.17 assuming the stellar mass of 4.3 M⊙ for HD 81817. The inferred mass puts HD 81817 b in the brown dwarf desert.
It is difficult to distinguish the pure signal produced by an orbiting planetary companion around giant stars from other possible sources, such as stellar spots, pulsations, or certain activities. Since 2003, we have obtained radial (RV) data from evolved stars using the high-resolution, fiber-fed Bohyunsan Observatory Echelle Spectrograph (BOES) at the Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO). Here, we report the results of RV variations in the binary star HD 135438. We found two significant periods: 494.98 d with eccentricity of 0.23 and 8494.1 d with eccentricity of 0.83. Considering orbital stability, it is impossible to have two companions in such close orbits with high eccentricity. To determine the nature of the changes in the RV variability, we analyzed indicators of stellar spot and stellar chromospheric activity to find that there are no signals related to the significant period of 494.98 d. However, we calculated the upper limits of rotation period of the rotational velocity and found this to be 478-536 d. One possible interpretation is that this may be closely related to the rotational modulation of an orbital inclination at 67-90 degrees. The other signal corresponding to the period of 8494.1 d is probably associated with a stellar companion orbiting the giant star. A Markov Chain Monte Carlo (MCMC) simulation considering a single companion indicates that HD 135438 system hosts a stellar companion with 0.57+0.017-0.017 M⊙ with an orbital period of 8498 d.
Byeong-Cheol Lee;Gwanghui Jeong;Jae-Rim Koo;Beomdu Lim;Myeong-Gu Park;Tae-Yang Bang;Yeon-Ho Choi;Hyeong-Ill Oh;Inwoo Han
Journal of The Korean Astronomical Society
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v.56
no.2
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pp.195-199
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2023
This paper is written as a follow-up observations to reinterpret the radial velocity (RV) of HD 36384, where the existence of planetary systems is known to be ambiguous. In giants, it is, in general, difficult to distinguish the signals of planetary companions from those of stellar activities. Thus, known exoplanetary giant hosts are relatively rare. We, for many years, have obtained RV data in evolved stars using the high-resolution, fiber-fed Bohyunsan Observatory Echelle Spectrograph (BOES) at the Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO). Here, we report the results of RV variations in the M giant HD 36384. We have found two significant periods of 586 d and 490 d. Considering the orbital stability, it is impossible to have two planets at so close orbits. To determine the nature of the RV variability variations, we analyze the HIPPARCOS photometric data, some indicators of stellar activities, and line profiles. A significant period of 580 d was revealed in the HIPPARCOS photometry. Hα EW variations also show a meaningful period of 582 d. Thus, the period of 586 d may be closely related to the rotational modulations and/or stellar pulsations. On the other hand, the other significant period of 490 d is interpreted as the result of the orbiting companion. Our orbital fit suggests that the companion was a planetary mass of 6.6 MJ and is located at 1.3 AU from the host.
Most previous works about magnetic effect on plasma emission were interested in emission enhancement which was useful to various fields of plasma application. On the contrary, the following work is interested in plasma dissipation rarely reported in prior researches and expected to help advance plasma-controlling technique. Nd:YAG laser (1064 nm, 6 ns) was focused on three kinds of metals (Al, Ti and STS) and air. The permanent magnetic field (0.4 T) of Nd2Fe14B magnet was provided passing throughout laser-induced plasma. The spectra of plasma in both the presence and absence of the magnetic field were observed with varying laser power and delay time of the spectrograph. In this work it was uniquely discovered that the plasma always dissipated easily in the presence of magnetic field irrespective of the laser power. With the O I(777.42 nm)-line shape function fitted to Lorentz profile, its half width at half maximum (HWHM) was evaluated to verify that the magnetic field increased the plasma density. It is concluded that magnetic field facilitates not only plasma emission enhancement but also plasma dissipation, increasing recombination rate which is proportional to plasma density.
There have been a few attempts to measure diffuse line emission between 900 $\AA$ and 1200 $\AA$, and only in a limited number of sight lines has it been detected. The main contributions to the equilibrium radiative cooling curve between $10^{4.5}K\;to\;10^6K$ are from the doublet of Ovi ${lambda}{lambda}1032;and;{lambda}{lambda}1038$ in the FUV spectral region. There are several bright airglow lines which could interfere with attempts to observe the OVI lines. The nearest lines HI 1025 $\AA$, OI 1027 $\AA$ have a combined intensity of about $10^{5.5}$ photons/s/$cm^2$/sr. In the present study, the detectability simulation of OVI doublet is performed using a Monte-Carlo technique and chi-square statistics. The analysis results are compared with the previous observations and with the predictions of several interstellar medium models, and are used to limit manufacturing and alignment errors of FIMS optical system.
Ryu, K.-S.;Yuk, I. S.;Seon, K.-I.;Lee, Y.-W.;Nam, U.-W.;Shin, J.-H.;Hong, S.-J.;Lee, D.-H.;Jin, H.;Oh, S.-H;Rhee, J.-G.;Min, K.-W.;Han, W.;Park, J.-H.;Edelstein, J.;Korpela, E. J.
Journal of Astronomy and Space Sciences
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v.18
no.3
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pp.239-248
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2001
Far-ultraviolet IMaging Spectrograph (FIMS) is the main payload of the first Korean scientific satellite, KAISTSAT-4, which will be launched in 2002. Among the optical parts, parabolic cylinder mirror does not have any heritage from previous astronomical missions, so the manufacturing and testing process itself is a challenging issue. We describe the method of manufacturing and measuring of the off-axis parabolic cylinder mirror and our initial experiments to establish the entire manufacturing process. Using the method, the profile error can meet the specification of $lambda$ per cm which is closely related with the astronomical performances. In case of the surface roughness, temperature controlled pitch polishing reduces $R_{q}$ under 1 nm implying that scattering in the entire spectral range of FIMS is less than 2% of the incident UV light.
We investigate the star formation rate, stellar mass, and gas-phase metallicity of local starburst galaxies with different star formation time scales based on their optical spectra. The observation is made using the longslit spectrograph attached to the 4K CCD on the Bohyunsan Optical Astronomy Observatory 1.8m telescope, targeting 21 Wolf-Rayet galaxies as young starbursts and 13 UV excess galaxies as slightly older starbursts. A Baldwin-Phillips-Terlevich diagram analysis shows that 50% of the observed targets are pure star-forming galaxies while only 15% are classified as Active Galactic Nuclei. Fraction of galaxies that reside in composite region is higher in UV excess galaxies than in Wolf-Rayet galaxies, suggesting that the AGN development requires extra time after the onset of the star formation. Most of the observed starburst galaxies have stellar masses of $10^{9-11}M_{\odot}$ and stellar formation rates of $0.01-100M_{\odot}yr^{-1}$, and their star formation rates are consistent with that of the SDSS star forming main sequence galaxies of similar stellar mass. There is no significant difference between Wolf-Rayet galaxies and UV excess galaxies in terms of the stellar mass and star formation rate. We also see a mass-metallicity relation for local starbursts with slightly lower metallicity for a given stellar mass, which implies the existence of a strong feedback activity due to the star formation in these galaxies.
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.
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[게시일 2004년 10월 1일]
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