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1984년 ~ 2025년까지 1,255 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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751
- 김성은
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.4
- pp.377-384
- 2005
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감마선 폭발체는 1973년 처음으로 알려진 후 현재까지 많은 과학자들에 의해 연구되고 있다. 짝은 지속 기간을 가진 감마선 폭발체에 비해 비교적 긴 시간 척도를 가진 잔유휘광의 분광 분석자료는 감마선 폭발체 생성 환경 연구에 중요한 정보를 제공한다. 그러나, 모든 감마선 폭발체에서 모든 영역의 잔유휘광이 관측되는 것은 아니다. 전파나 엑스선 영역의 잔유휘광 관측 불능은 검출기나 광대역 모니터의 한계로 인한 문제로 보고 있으며, 광학 잔유휘광 관측 불능은 광원내부 또는 소속 은하내의 먼지 그리고 성간 매질의 흡수에 의한 것으로 보고 있다. 우리는 이러한 잔유휘광이 관측되지 않은 경우에 대해 의문을 가지고, 광학 관측으로 거리가 정해진 감마선 폭발체의 거리에 따른 에너지 영역별 잔유휘광 개수 분포를 비교 분석해 보았다. 그 결과 우리는 엑스선 잔유휘광이 관측된 감마선 폭발체들이나 광학 잔유휘광이 관측된 감마선 폭발체들의 거리 분포가 같다는 것을 알 수 있었다. 이같은 결과로부터 우리는 광학 잔유휘광이 성간 물질에 의한 소광으로 관측되지 않을 수 있다는 이론은 타당치 못하다는 결론을 주장해 본다.
752
- 오준영
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.1
- pp.69-88
- 2005
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본 연구에서는 예비 중등교사들을 대상으로 '계절 변화의 설명'에 대한 대안 개념과 그 개념에 영향을 주는 요소들을 조사하였다. 본 연구에 참여한 예비교사는 대학교 과학교육학부 2학년 23명, 3학년 23명, 그리고 4학년 28명으로 총 74명이다. 자료 수집은 지필 검사와 개별 면담을 통해 이루어졌다. 연구 결과, 예비 중등교사들은 계절변화 설명에 대한 과학적 개념과 불일치하는 대안 개념들을 가지고 있었으며, '거리 이론'이 그들의 설명에 가장 큰 영향을 미치는 것으로 나타났다. 또한 예비 중등교사들이 갖는 '계절변화'의 대안개념의 구조와 근원을 알아보기 위하여 그 개념들을 형성하는 틀 이론과 특정 이론을 집중적으로 탐색하였다. 끝으로 연구 결과와 관련된 예비 교사교육에의 시사점을 논하였다.
753
- 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.
754
- 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.
755
- 백정호
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.4
- pp.501-512
- 2005
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본 논문에서는 우주개발 중장기계획에 따라 개발 중인 KSLV-I 우주발사체가 나로 우주센터에서 발사될 경우를 가정하여 확장칼만필터와 Unscented 칼만필터를 통한 실시간 궤적추정 결과를 비교 분석하였다. 이를 위해 가상의 KSLV-I과 관측 레이더 3기를 바탕으로 실제 궤적을 생성하였으며, 관측자료는 실제 궤적에 관측오차를 고려하여 생성하였다. 이에 대해 초기 추정오차가 작은 경우와 큰 경우로 구분하고, 관측주기가 20Hz와 10Hz인 경우로 나누어 각각 두 필터를 적용해서 성능을 비교하였다. Unscented 칼만필터는 확장칼만필터보다 큰 초기 추정오차에 대해 수렴이 빠르고 정확도가 높으며, 느린 관측주기에도 우수한 성능을 보이는 것을 확인하였다.
756
- 최규철
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.4
- pp.431-440
- 2005
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K 지수는 특정 지역에서의 지자기 변동을 나타내는 지수로서 3시간마다 결정된다. K 지수를 결정하는 알고리즘은 태양복사의 규칙적인 일변화(Sq)를 결정하는 방법에 따라 다양하다. 그 중에서 FMI 알고리즘은 K 지수를 구하고자 하는 날과 그 전 후의 1일 자료를 포함한 총 3일 동안의 지자기 수평성분(H, D) 측정 자료를 사용하여 태양복사의 규칙적인 일변화(Sq)를 구한다. 그러나 이 알고리즘은 K 지수를 구하고자 하는 날로부터 1일 후까지의 측정 자료가 필요하기 때문에 실시간으로 K 지수를 구하는 경우에는 어려움이 있다. 본 연구에서는 준실시간으로 K 지수를 구하기 위해 미국 우주환경예보센터(NOAA/SEC)에서 제공하는 과거의 전지구적 지자기 K지수(Planetary K index: Kp)를 검색하여 최근의 Kp지수가 모두 3 이하인 지자기 활동이 조용한 날을 찾고 그 날의 지자기측정 자료를 FMI 알고리즘의 3일치 입력 자료로 사용함으로써 준실시간 K 지수를 구하는 방법을 고안하였다. 이러한 방법을 검증하기 위해 우리는 2003년 1년 동안 한국지질자원연구원에서 운용하는 경주 지자기 관측소의 FLARE+ 시스템으로 측정된 자료를 사용하고 우리의 준실시간 결정 방법을 적용하여 K 지수를 구하고 이를 일반적인 FMI 알고리즘으로 구한 K지수와 서로 비교하였다. 그 결과, 우리의 방법으로 결정된 K 지수는 일반적인 방법으로 구한 K 지수와 잘 일치하였다. 또한 준실시간 결정 방법으로 구한 K 지수를 일본 Kakioka 관측소에서 결정한 K 지수와 비교한 결과 그 상관지수(R)가 0.81 정도로 높음을 확인하였다. 본 연구의 결과는 향후 한반도 지역에서의 K 지수 변동을 준실시간으로 모니터링 하는데 활용될 수 있을 것으로 기대된다.
757
- 곽영실
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.2
- pp.147-174
- 2005
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본 연구에서는 미 국립대기연구소(NCAR)의 열권-이온권 전기역학적 대순환 모델(TIEGCM)을 이용하여 행성간 자기장(IMF)의 방향과 세기 그리고 고도에 따라 여름철 남반구 고위도 하부 열권의 바람에 작용하는 운동량 강제력을 정량적으로 구하였다. 그리고 이들을 서로 비교 분석함으로써 IMF 조건과 고도에 따른 고위도 하부 열권의 풍계(wind system)를 유지시켜주는 주된 물리적인 과정을 살펴보았다. 고위도 하부 열권(<180km)에서 양(<TEX>$B_y$</TEX> > 0.8|<TEX>$\overline{B}_z$</TEX>|)또는 음(<TEX>$B_y$</TEX> < -0.8|<TEX>$\overline{B}_z$</TEX>|)의 IMF By 조건인 경우에 운동량 강제력 차이, 즉 IMF 기준치 <TEX>${\neq}$</TEX> 0 일 때와 IMF 기준치=0 일 때의 운동량 강제력 차이(difference momentum force)는 자기위도 -80<TEX>$^{\circ}$</TEX>에서 최대값을 가지면서 극관과 오로라 영역에 국한된 단순한 형태의 분포를 보인다. 그리고 IMF <TEX>$B_z$</TEX> 성분이 양과 음일 때 강제력 차이의 세기는 비슷하지만 분포양상은 반대방향을 취한다. 한편 IMF <TEX>$B_z$</TEX>가 양(<TEX>$B_z$</TEX> > 0.3125|<TEX>$\overline{B}_y$</TEX>|) 또는 음(<TEX>$B_z$</TEX> < -0.3125|<TEX>$\overline{B}_y$</TEX>|)인 조건인 경우에는 강제력 차이가 아오로라(subauroral) 위도까지 분포하며 IMF <TEX>$B_z$</TEX>가 양 또는 음의 조건일 때 보다 복잡한 구조를 보인다. 그리고 IMF <TEX>$B_z$</TEX>가 음인 경우의 강제력 차이가 양인 경우보다 더 크며 반대방향으로 작용한다. 125km 보다 더 높은 고도(>125km)에서 바람차이를 결정하는 주된 강제력은 기압경도력, 전향력, 수평이류 그리고 비발산 성분이 강한 Pedersen 이온항력인 것으로 확인되었다. 고도 약 125km 에서는 이 네 가지 힘에 더불어 비회전 성분이 강한 Hall 이온향력과 극관내 의 연직 이류가 지역과 시간에 따라 바람차이의 형성에 작용한다. 한편 고도 108-125km 에서는 IMF <TEX>$B_z$</TEX> 조건일 경우의 극관영역을 제외하고는 기압경도력, 전향력 그리고 Hall 이온항력이 이 고도에서의 바람차이를 유발시키는 주된 강제력으로 작용한다. 고도 108km 이하에서는 기압경도력과 전향력이 균형을 이루어 지균 운동을 유지시킨다. IMF-<TEX>$\overline{B}_y$</TEX>의존 MLT 평균 운동량 강제력들은 이온항력을 제외한 다른 모든 남북성분이 동서성분에 비해 더 강하게 중성대기에 작용하는 것으로 확인되었다. 108-125km의 고도에서 IMF B?가 음인 경우에 이온항력은 하강운동 및 단열압축가열과 관련된 시계방향의 온난순환(warm circulation)을 극관 내에 형성시킨다. 반면 IMF <TEX>$B_y$</TEX>가 양인 경우에는 극관 내에 상승운동 및 단열팽창냉각과 관련된 반시계방향의 한랭순환(cold circulation)을 형성시킨다. 이온항력은 IMF <TEX>$B_z$</TEX>가 음인 경우에는 새벽영역에 상승운동과 관련된 반시계방향의 한랭순환을, 반면에 IMF <TEX>$B_z$</TEX>가 양인 경우에는 새벽영역에 하강운동과 관련된 시계방향의 온난순환을 형성시킨다.
758
- 강자영
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 22, n.4
- pp.513-526
- 2005
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본 연구의 목적은 회전안정화 우주비행체 내부에 탑재된 유동질량의 운동을 보다 광범위한 파라미터 영역에 대해 해석하고, 관련 분야에서 활용할 수 있는 적정한 설계 기준을 제공하기 위한 것이다. 문제의 해석을 위해 perturbation 기법을 이용하였고, 그 결과로 파라미터 공간에서의 안정-불안정 영역을 결정할 수 있는 Ince-Strutt 선도를 구하였다. 해석 방법 및 확보된 결과의 적정성을 입증하기 위하여 선도에서 취한 여러 파라미터 값에 대한 수치적 시뮬레이션을 수행하였다. 유동체 운동의 위상평면 분석을 통하여 수행된 해석 과정 및 결과가 적정한 것으로 입증되었으며, 회전 비행체에 탑재된 유동질량의 운동은 파라미터 값의 선택에 따라 여러 가지 형태의 안정-불안정 현상을 유발함을 알 수 있었다.
759
- 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.
760
- 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.