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1984년 ~ 2025년까지 1,249 건의 한국우주과학회지를 계간으로 확인하실 수 있습니다.
- The Korean Space Science Society (The Korean Astronomical Society)
- 계간 (Quarterly)
- ISSN : 1225-052x (ISSN : 1225-052x)
1225-052x
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- 정태현
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.1
- pp.1-12
- 2005
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한국우주전파관측망(Korean VLBI Network: KVN)은 우리나라 최초의 초장기선 전파간섭계로 새로운 천문우주 연구 분야 및 측지, 지구물리 등의 연구를 위하여 3기의 21m 최첨단 밀리미터파 전파 안테나를 이용하여 우주를 바라보는 새로운 영역을 개척할 예정이다. 전파간섭계의 성능은 안테나 배열 및 관측 대상 천체의 적위, 그리고 천체와 크기 및 형태에 따른 의존성이 매우 크다. 본 연구는 현재 설정되어있는 KVN관측소 및 시스템 자료를 근거로 단일 점광원, 다중 점광원, 원형광원 2개, Cygnus A의 5개 모델 영상에 대하여 가상관측을 수행하였다. 적위에 따른 KVN의 UV 궤적 분포로부터 가장 이상적이라고 여겨지는 적위 60도인 천체에 대하여 22GHz의 관측 파장으로 12시간 동안 가상관측을 수행하여 얻어진 UV데이터를 가지고 간섭계 표준 영상처리를 하였다. 그 결과 22GHz에서 예상되는 KVN의 빔 크기에 의해 분해가 되지 않는 모델들의 RMS 대비 최대밝기 강도(Jy/Beam)가 대략 점광원의 징우 l0000:1, 지름 6mas(milli arcsecond) 원형 광원의 경우 5000:1 정도로 매우 높은 반면, 빔 크기보다 큰 모델에서는 115:1 및 34:1정도로 현저하게 감소하였으며 영상의 복원 정도도 이와 같은 결과를 보였다. 이것은 KVN이 상대적으로 적은 기선의 개수로 인하여 UV평면을 충분히 채우지 못하며, 동시에 짧은 기선이 부족하여 넓은 분포를 가지는 천체들에 대한 영상화능력이 떨어지기 때문이다. 그러나 각 모델과 CLEAN 영상과의 픽셀 좌표비교에서는 12mas 원형광원을 제외하고는 정확하게 일치함을 보였다. 그러므로 KVN의 주요한 관측 대상은 콤팩트한 천체들이 적당할 것이며, 이러한 천체들에 대하여 KVN은 위치측정에 우수한 성능을 보였다.
732
- Kim, Yong-Gi
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.197-210
- 2005
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Results of 7 nights of CCD VR photometry of the intermediate polar 1RXS J062518.2+733433 obtained at the Korean 1.8m telescope are reported. The corrected ephemeris for the orbital minimum is BJD (Orb.min) = 2453023.6159(42)+0.1966431(33) (E-1735). The corrected ephemeris for the spin maximum is BJD (spin max) = 2452893 78477 (10)+0.01374116815 (17) (E-15382) (cycle numbering corresponds to that of Staude et al.2003). The variations of the shape of the individual spin variations are highly correlated in V and R. The phase of the spin maximum is found to be dependent on the orbital phase. The corresponding semi-amplitude of sinusoidal variations of phase is <TEX>$0.11{\pm}0.03.$</TEX> This new phenomenon is explained by the changing viewing conditions of the accreting magnetic white dwarf, and should be checked in further observations this star and for other intermediate polars. To avoid influence of this effect on the analysis of the long-term spin period variations, the runs of at least one orbital period are recommended. Results of time series analysis are presented in tables.
733
- 안상현
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.293-310
- 2005
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한국, 일본, 중국의 옛 역사 기록에 나오는 벌똥만발 기록(meteor outbursts즉, 강한 별똥비 및 별똥 소나기 기록) 가운데 신뢰할 만한 것을 모은 목록을 새로 고쳐 만들었다. 이 고친 목록에서는 지구의 세차운동과 근일점이동에 의한 영향을 받지 않고 별찌흐름(meteor stream)의 공간적 위치를 연구하기 위해 별똥만발이 나타난 시각을 나타내는데 새로운 시간 좌표계를 도입하였다. 즉 임의로 지구의 2000년 근일점을 기준으로 각 기록의 관측 시각이 항성년 단위로 끊을 때 나머지가 며칠인지를 가지고 시간 좌표계를 정의하여 사용하였다. 또한 개별 별똥 기록으로 취급되어 별똥비 항목에서 누락되었던 중국 기록 19개를 찾아내서 목록에 추가했다. 우리는 새로 개정된 별똥만발 목록에서 지난 2천년 동안 별똥만발 현상을 일으킨 별찌흐름들은 물병자리 에타 별찌흐름, 오리온자리 별찌흐름, 페르세우스자리 별찌흐름, 사자자리 별찌흐름임을 확인하였다. 세 나라의 옛 별똥만발 기록만을 대상으로 할 때, 각 별똥만발들의 가장 오랜 기록들을 약간 수정하였다. 우리는 이러한 별똥만발 현상들을 일으키는 어미혜성이 핼리형 혜성(Halley-type comet)임에 주목하고 논의하였다.
734
- 최우열
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.2
- pp.125-138
- 2005
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S152 분자운은 S152 분자운 복합체의 중심부에 있으며 페르세우스 나선 팔에 위치하고 있는 작고 밝은 발광 성운이다. 이 분자운까지의 광학적 거리는 3.5kpc이며 지름은 약 1.5pc으로 알려져 있다 . S152 분자운 좌측에는 초신성 잔해로 알려진 SNR G109.1-1.0이 위치하며, S152 분자운 복합체 전체 구조는 전갈 형태를 띠고 있는데, SNR G109.1-1.0과 S152 분자운이 접하는 부분은 특이한 반구 형태를 띠고 있어 많은 연구가 진행되어 왔다. 본 연구에서 FCRAO <TEX>$^{12}CO(J=\;1{\to}0)$</TEX>우리 은하 탐사 자료를 이용해 S152 분자운 복합체의 전체 속도 구조를 분석한 결과, 세 개의 다른 속도 성분 값 -54.5, -50.4, -48.8km <TEX>$s^{-1}$</TEX> 에서 구조적인 차이를 보였다. S152 분자운 복합체의 속도 기울기는 0.21km <TEX>$s^{-1}pc^{-1}$</TEX>과 0.16km <TEX>$s^{-1}pc^{-1}$</TEX>인데 두 개의 속도 기울기 방향이 다르게 분석되었다. 이것은 S152 분자운 주변 영역이 SNR G109.1-1.0 과 상호 작용을 일으킨 후 다른 가스 운들이 병합되면서 서로 다른 진화 과정을 거친 결과로 생각된다.
735
- 박재익
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.263-272
- 2005
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2008년 발사 예정인 통신해양기상위성의 해양 관측자료 분석에 적용할 해수면에 나타나는 태양광 반사점의 위치를 찾아주는 알고리즘을 연구하였다. 태양-위성-지구의 기하학적 위치를 고려한 위성과 태양의 방위각과 고도각의 계산을 통해 비선형 방정식을 유도하였고, 뉴톤-랩슨 수치 방법을 이용하여 해를 구하였다. 통신해양기상위성이 동경 <TEX>$116.2^{\circ}E$</TEX> 혹은 <TEX>$128.2^{\circ}E$</TEX>에 위치하게 될 경우 위도 <TEX>${\pm}10^{\circ}(N-S)$</TEX>와 경도 사이에 태양광 반사점이 분포하는 것을 알 수 있었다. 남반구의 낮 동안 태양광 반사점의 경로는 북극을 향해 휘어있고 반대로 북반구의 태양광 반사점의 경로는 남극을 향하는 분포 패턴을 도출해 내었다. 다양한 영상 센서를 가진 정지궤도 위성들의 태양광 반사점의 위치예측과 그와 관련된 연구를 수행하는데 있어 본 논문에서 연구한 알고리즘을 이용할 수 있다.
736
- 배영호
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.4
- pp.393-408
- 2005
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YSTAR-NEOPAT 탐사프로그램에서는 관측된 영상으로부터 지구접근천체와 소행성 등의 이동천체 후보를 검출하기 위해 두 가지 자동검출 알고리즘을 개발하였다. 영상들의 측광자료를 이용하여 이동천체 후보를 검출하는 측광자료 비교방법과 영상들을 정렬시킨 후 영상간 차감 과정을 통해 이동천체 후보를 검출하는 영상차감방법이 그것이다. 두 가지 알고리즘의 이동천체 후보 자동검출효율을 시험, 비교하기 위하여, YSTAR-NEOPAT자동관측 루틴에 의해 관측된 영상들의 일부를 사용하였다. 시험 영상들의 지역좌표와 등급은 기준목록인 USNO-B1.0의 좌표와 등급에 비교되었으며, 이 과정에서 광시야망원경의 심각한 영상왜곡현상들이 1.5 초각 이상의 정밀도로 모두 보정되는 것을 검증하였다. 두 알고리즘을 시험 영상에 적용한 결과, 측광자료 비교방법을 적용한 경우 1차 후보군들이 과다 검출되었고, 이들로 인해 오검출되는 이동천체 최종후보가 다수 발생하였다. 반면, 영상차감방법을 적용한 경우에는 이동천체 후보의 오검출 비율이 측광자료비교방법을 적용했을 때보다 월등히 감소하였음을 확인하였다. 마지막으로 육안확인 과정을 거친 결과, 측광자료비교방법에 의해 검출된 이동천체 후보의 총개수는 검출문턱값에 따라 각각 60개<TEX>$(2.0\sigma)$</TEX>, 6개<TEX>$(4.0\sigma)$</TEX>이며, 육안확인에 의해 실제 이동천체로 분류된 것은 각각 27개와 6개이다. 반면, 영상차감방법에서 이동천체 후보는 모두 34개<TEX>$(2.0\sigma)$</TEX>와 12개<TEX>$(4.0\sigma)$</TEX>가 검출되었으며, 이 가운데 육안확인에 의해 실제 이동천체로 분류된 것은 각각 32개와 12개이다. 따라서 YSTAR-NEOPAT영상으로부터 이동천체 후보를 효율적으로 검출하기 위해서는 절대개수측면에서나 검출효율측면에서 측광자료비교방법보다 영상차감방법이 더 적합하다는 것을 확인할 수 있다.15\~20$</TEX>배가량 높았다.과 립장이 부의 값이어서 소립의 형태를 보였으며 제2주성분은 립장, 립폭, 백립중 등이 정의 값을 나타내어 대립의 계통군들이 포함되며 경도와는 부의 상관을 보여 식미가 양호한 계통군으로 분류되었다. 6. 제1주성분과 제2주성분을 이용하여 군집분석을 한 결과 8개 자식계통군으로 구분할 수 있었으며 scatter diagram에서 제1주성분이 작아지고 제2주성분이 커지는 좌측 상단부에 분포한 VII, VIII군에 속한 계통들이 주로 식미가 높으며 조숙종보다는 중, 만숙종들이 대부분 이였다. 등과 정의 상관을 보였고 과피두께, 경도, 껌성, 씹힘성 등과는 부의 상관을 나타내었다. 이와 같은 결과를 바탕으로 품질기준을 설정해 보면 저식미 교잡종인 찰옥1호(100)를 표준으로 비교하였을 때 고식미 교잡계인 연농1호, 찰옥4호, 수원45호의 유리당 함량은 <TEX>$6.2\~6.6\%(111\~l18)$</TEX>, 립장 <TEX>$8.8\~9.7(99\~109)$</TEX>, 립폭 <TEX>$9.8\~10.5mm(111\~l19)$</TEX>, 백립중 <TEX>$38.6\~41.9g(113\~123)$</TEX>, 아밀로그램의 응집점도 <TEX>$28.2\~30.6RVU(123\~133)$</TEX>, 과피두께 <TEX>$34\~41{\mu}m(42\~51)$</TEX>, texture 분석의 경도 <TEX>$460\~513(43\~48)$</TEX>, 씹힘성 <TEX>$125\~139(51\~57)$</TEX>, 껌성 <TEX>$130\~148(49\~56)$</TEX>의 범위에 있었다.운 표면을 보이고, Unitek사의 경우 압흔과 함께 pitting 이 관찰되며, Ormco Stainless Steel의 경우 불규칙한 pitting이 다수 존재했다.수술 시행 시기별의 차이를 보이지 않고 고른 분포를 보였다. 10. 내원한 환자를 순구개열 종류와 Angle씨 분류법에
737
- Rhee, Myung-Hyun
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.2
- pp.89-112
- 2005
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We determine the rotation velocities of 108 spiral and irregular galaxies (XV-Sample) from first-order rotation curves from position-velocity maps, based on short 21-cm observations with the Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT). To test the usual random motion corrections, we compare the global HI linewidths and the rotation velocities, obtained from kinematical fits to two-dimensional velocity fields for a sample of 28 galaxies (RC-Sample), and find that the most frequently used correction formulae (Tully & Fouque 1985) are not very satisfactory. The rotation velocity parameter (the random-motion corrected HI linewidth: W?), derived with these corrections, may be statistically equal to two times the true rotation velocity, but in individual cases the differences can be large. We analyse, for both RC- and XV-Samples, the dependence of the slope of, and scatter in the Tully-Fisher relation on the definition of the rotation velocity parameters- For the RC-Sample, we find that the scatter in the Tully-Fisher relation can be reduced considerably when the rotation velocities derived from rotation curves are used instead of the random-motion corrected global H I linewidths. No such reduction in the scatter is seen for XV-Sample. We conclude that the reduction of the scatter in the Tully-Fisher relation seems to be related to the use of two-dimensional velocity information: accurate rotation velocity and kinematical inclination.
738
- 손동훈
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.187-196
- 2005
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Wanders et at.(1997)이 1996년 6월 11일부터 7월 29일까지 IUE 위 성 을 통해 얻은 NGC 7469 관측 자료를 사용하여, Feibelman & Aller(1987)가 제안한 방법으로 Si III] 1892 와 C III] 1909의 플럭스 비를 통해 전자 밀도 변화를 구하였다. STARLINK/DIPSO를 이용해 두선의 윤곽을 분리하고, Si III]에 대해 <TEX>$12.4\%,$</TEX> C III]에 대해 <TEX>$6.6\%$</TEX> 이내의 측정오차로 플럭스를 구할 수 있었다. 계산된 밀도(log Ne)는 최소 9.69, 최대 10.93, 평균 <TEX>$10.51{\pm}0.15,$</TEX> 최대-최소 차이는 1.24를 보였다. 즉 50여일 정도의 관측기간 동안에도 밀도는 최대 17.3배 정도의 밀도 변화가 있었다. 또한, UV <TEX>$continuum(1315{\AA})$</TEX>에 대한 각 방출선의 지연시간은 C IV는 2일, C III}는 4일, Si III]는 8일의 지연시간을 보여, 각각 중심으로부터 0.002pc, 0.004pc, 0.006pc 떨어진 곳에서 방출선영역이 형성되고 있음을 알 수 있었다. 이러한 BLR크기와 방출선 들의 선폭으로부터 구한 운동학적 자료로부터 추정한 중심 블랙홀의 질량은 약 <TEX>$10^6M_{\odot}$</TEX>이다.
739
- 오준영
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.311-328
- 2005
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본 연구에서는 예비 초등 교사들을 대상으로 달의 위상변화에 대한 정신모형과 그 모형에 영향을 주는 요소들을 조사하였다. 본 연구에 참여한 예비교사는 교육대 학교 1학년(22명)과 2학년(21명) 학생이다. 자료 수집은 지필 검사와 개별 면담을 통해 이루어졌다. 연구 결과, 예비 초등 교사들은 달의 위상변화에 대한 설명들이 과학적 모형과는 다른 합성 정신모형들을 가지고 있었으며, '가리기 이론'이 그들의 정신 모형에 가장 큰 영향을 미치는 것으로 나타났다. 또한 예비 초등 교사들이 갖는 천문현상의 합성 정신모형의 구조와 근원을 알아보기 위하여 그들의 정신 모형들을 형성하는 틀 이론과 특정 이론을 집중적으로 탐색하였다.
740
- Lee, Byoung-Sun
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.3
- pp.243-248
- 2005
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NORAD Two Line Element (TLE) is very useful to simplify the ground station antenna pointing and mission operations. When a satellite operations facility has the capability to determine NORAD type TLE which is independent of NORAD, it is important to analyze the applicable tracking data arcs for obtaining the best possible orbit. The applicable tracking data arcs for NORAD independent TLE orbit determination of the KOMPSAT-1 using GPS navigation solutions was analyzed for the best possible orbit determination and propagation results. Data spans of the GPS navigation solutions from 1 day to 5 days were used for TLE orbit determination and the results were used as Initial orbit for SGP4 orbit propagation. The operational orbit determination results using KOMPSAT-1 Mission Analysis and Planning System(MAPS) were used as references for the comparisons. The best-matched orbit determination was obtained when 3 days of GPS navigation solutions were used. The resulting 4 days of orbit propagation results were within 2 km of the KOMPSAI-1 MAPS results.