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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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791
- 오규동
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.2
- pp.83-92
- 2004
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질량비가 작은 접촉쌍성 GR Vir와 HV Aqr의 이미 발표된 분광 및 측광관측치를 WD프로그램에 적용하여 이 별들의 새로운 절대 물리량을 얻었다. GR Vir과 HV Aqr를 포함한 17개의 질량비가 작은 접촉쌍성들의 친화 상태를 조사하였다. 그 결과 질량비가 작은 접촉쌍성의 주성은 대부분 종년주계열상에 놓이며 반성은 영년주계열 아래 놓이고 있음을 확인하였다.
792
- 이종환
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.4
- pp.249-262
- 2004
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구상성단 NGC 6934의 밝은 거성 종족에 의한 중심부의 역학적 세부구조의 변화를 알아보기 위해서 NGC 6934의 BV 영상에 점광원 함수 측광과 표면측광을 실시하여, 성단 내 구성별들의 종족에 대한 성단 중심으로부터 타원률과 위치각의 변화를 얻었다. 타원률과 위치각의 전체적인 변화를 살펴보면 <TEX>$r_{\eff}<3r_h$</TEX> 영역에서, 타원률은 <TEX>$0.02{\sim}0.08$</TEX> 범위의 변화를 보이며, 위치각은 <TEX>$-90^{\circ}{\sim}+90^{\circ}$</TEX> 범위에서 큰 변화 폭을 가지는 것으로 나타났다. 각 거성 종족의 제거에 따른 타원률과 위치각의 변화로부터, 성단의 <TEX>$r_{\eff}<r_h$</TEX> 영역에서 가장 밝은 거성들(b-RGB)이 성단의 역학적 구조에 큰 영향을 미치고 있음을 알 수 있었다. 이 영역에서 b-RGB를 제외한 다른 거성 종족에 의한 타원률과 위치각의 변화는 밝은 거성 종족에 의한 변화에 비해 작게 나타났으며, 단, 위치각의 경우 어두운 거성(f-RGB)에 의한 역학적 세부구조 변화를 볼 수 있었다. <TEX>$r_h<r_{eff}<3r_h$</TEX>영역에서는 수평계열 종족(RHB, BHB)과, f-RGB에 의한 <TEX>$r_{eff}{\sim}60\;arcsec$</TEX> 근처의 타원률 및 위치각의 변화를 확인 하였다.
793
- 민영철
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.4
- pp.233-242
- 2004
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우리은하중심에 있는 Sgr B2 분자운 지역에 대하여 <TEX>$HCO^{+}1-0$</TEX> 천이선을 관측하여 이 지역의 역학적, 화학적 특성을 연구하였다. 이 지역에는 속도가 <TEX>${\sim}50$</TEX>과 <TEX>${\sim}100kms^{-1}$</TEX>인 가스 구름이 상호작용을 하고 있는 것으로 보이며, 이에 의하여 Sgr B2 분자운의 새로운 별-탄생이 촉진될 수 있다고 여겨진다. 속도성분이 <TEX>${\sim}50kms^{-1}$</TEX>인 지역에서, 뚜렷한 가스 집중을 보이는 'OF38 분자운'('Odenwald & Fazio FIR 38' Cloud)이 새로이 발견되었다. 이 분자운의 <TEX>$HCO^+$</TEX> 칼럼밀도는 <TEX>$N(HCO^+)=(2-5){\times}10^{14}cm^{-2}$</TEX>, 크기는 약 15pc이며, 총 질량은 약 <TEX>$10^6M_{\odot}$</TEX>으로 계산되었다. 그리고 이 Sgr B2 지역에는 속도 범위가 <TEX>$100kms^{-1}$</TEX>에 이르는 큰 규모의 터뷸런트한 컴포넌트가 넓게 퍼져 존재하며, 이 성분의 <TEX>$N(HCO^+)=1{\times}10^{13}cm^{-2}$</TEX>으로 상당한 양으로 존재함을 알 수 있다. 그러나 이 지역에서 관측되는 <TEX>$HCO^+$</TEX>의 생성반응은, 기존에 제안되었던 <TEX>$H^{+}_3$</TEX>와 CO의 반응보다는, 충격파의 영향에 의하여 증가하는 <TEX>$C^+$</TEX>와 OH의 반응에서 보다 효과적으로 생성될 것으로 보인다. 새로이 발견된 'OF38 분자운'의 물리 화학적 특성을 밝히는 일은 앞으로의 과제라고 생각한다.
794
- 이충욱
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.4
- pp.263-274
- 2004
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한국천문연구원 보현산 천문대(Bohyunsan Optical Astronomical Observatory, BOAO)의 BOES(Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph)를 이용하여 2003년 2월 26-27일 이틀간에 걸쳐 BX And의 고분산 관측을 수행하였다. 이 관측을 통하여 얻은 스펙트럼은 총 38개로 위상 <TEX>$0.1{\sim}0.3$</TEX>에 이르는 구간을 제외하고는 전위상에 걸쳐 골고루 관측이 이루어졌다. 시선속도를 구하기 위하여 BF(Broadening Function)와 CCF(Cross-Correlation Function)를 이용한 방법 이 모두 사용되었다. CCF를 이용하였을 때는 주성의 시선속도만을 얻은 반면, BF인 경우, 주성과 반성의 시선속도 모두를 잘 결정할 수 있었다. 새로운 시선속도곡선으로부터 주성과 반성의 최대 시선속도를 각각 <TEX>$K_1=96.1km/s$</TEX>와 <TEX>$K_2=196.6km/s$</TEX>으로 얻었으며, 이를 Bell et al.(1990)의 측광해와 결합하여 BX And의 절대 물리량을 새롭게 결정하였다.
795
- Lim, Hyung-Chul
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.3
- pp.209-220
- 2004
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Some methods have been presented to get optimal formation trajectories in the step of configuration or reconfiguration, which subject to constraints of collision avoidance and final configuration. In this study, a method for optimal formation trajectory-planning is introduced in view of fuel/time minimization using parameter optimization technique which has not been applied to optimal trajectory-planning for satellite formation flying. New constraints of nonlinear equality are derived for final configuration and constraints of nonlinear inequality are used for collision avoidance. The final configuration constraints are that three or more satellites should be placed in an equilateral polygon of the circular horizontal plane orbit. Several examples are given to get optimal trajectories based on the parameter optimization problem which subjects to constraints of collision avoidance and final configuration. They show that the introduced method for trajectory-planning is well suited to trajectory design problems of formation flying missions.
796
- Kim, Hee-Jeong
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.2
- pp.93-100
- 2004
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We have investigated characteristic solar wind dynamics associated with relativistic electron events at geosynchronous orbit. Most of the events for April, 1999 through December, 2002 are found to be accompanied by a prolonged solar quiet period which is characterized as low solar wind density, weak interplanetary magnetic field (IMF), and fast alfvenic fluctuations in IMF <TEX>$B_z$</TEX>. In a typical relativistic event, electron fluxes begin to increase by orders of magnitude when solar wind parameters drop to low values (e.g., <TEX>$n_{sw}∼5 cm^{-3}$</TEX> and ｜<TEX>$B_{IMF}$</TEX>∼5 nT) after sharp peaks. Then the elevated electron fluxes stay at the high level during the solar quiet period. This observation may suggest the following scenario for the occurrence of a geosynchronous relativistic event: (ⅰ) Quiet solar winds can yield a stable and more dipole-like magnetospheric configurations in which the geosynchronous orbit locates well inside the trapping boundary of the energetic electrons. (ⅱ) If a large population of MeV electrons are generated (by whatever acceleration process(es)) in the inner magnetosphere, they can be trapped and effectively accumulated to a high intensity. (ⅲ) The high electron flux can persist for a number of days in the geosynchronous region as long as the solar wind dynamics stays quiet. Therefore the scenario indicates that the occurrence of a relativistic event would be a result of a delicate balance between the effects of electron acceleration and loss. In addition, the sensitive dependence of a relativistic event on the solar wind conditions makes the prediction of solar wind variability as important as understanding of electron acceleration processes in the forecast of a relativistic event.
797
- 한정열
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.2
- pp.141-152
- 2004
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우주망원경용 비구면 반사경 가공 공정은 고정입자 연삭, 자유입자 래핑, 연마의 순서를 따른다. 숙련공에 의한 경험적 공정조절에 의해 목표 비구면을 가공하는 전통적 연삭 공정에서는 수 <TEX>${mu}m$</TEX> 높이의 표면 밑 손상을 남기며 뒤이은 자유입자 래핑 및 연마 공정에서 이를 제거하며 가공한다. 본 연구는 컴퓨터 수치 제어 연삭 공정진화 모델을 개발하여, 연삭가공을 통해 반사경 표면조도 최소 40nm이하, 가공 예측정확도 20nm급을 이루었다. 구체적인 방법론으로 초정밀가공기의 연삭모듈을 이용하여 연삭 휠 입자의 크기, 이송속도, 공작물 회전선속도 등 연삭 변수를 변화시키며 직경 20, 100mm Zerodur 소재를 초기 연삭하였다. 초기 연삭 변수와 측정된 표면조도와의 관계를 경험적 해석과 다 변수 회귀분석 해석 방법을 통하여 공정조절용 수치 연삭 모델을 구성하였다. 정량적 공정제어는 입력된 연삭변수들로부터 가공 후 표면조도를 예측하고, 측정된 표면조도를 이용하여 수치연삭 모델을 개량한 후 다음 가공에서 측정될 표면조도를 예측하는 순으로 만복 진행되었다. 본 연구에서는 CNC 연삭공정조절로부터 최소 평균 표면조도 36nm, 예측정확도 <TEX>${pm}20nm$</TEX>를 얻었다. 이 연구결과는 정량적 연삭공정제어 모델을 사용하여 자유입자 래핑 공정을 수행할 필요 없이 연삭에서 직접 연마 공정으로 진행할 수 있는 획기적인 공정 효율 향상을 의미한다.
798
- 육인수
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.4
- pp.417-428
- 2004
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광시야 망원경 3호기의 광학계 특성을 조사하고 이를 바탕으로 광학계를 조정하였다. 보정렌즈를 쓰기 때문에 필터는 V, R, I로 제한된다. 광시야 망원경 3호기는 초점비가 작기 때문에 광학계의 정렬 상태에 매우 민감하다. 2도<TEX>${\times}2$</TEX>도의 시야각 내에서 성상의 RMS 반경을 <TEX>$8{\mu}m$</TEX> 이내로 맞추려면 다음의 조건을 만족해야 한다: 1) 관측기기는 초점면에 대하여 0.05도 이상 기울어지면 안된다. 2) 주경과 보정렌즈의 축간 거리(decenter)를 1mm 이내로 맞추어야 한다. 3) 주경과 보정렌즈 사이를 최적 거리에서 2.3mm 이내로 맞추어야 한다. 광시야 망원경 3호기는 곡률감지법을 이용한 수차 측정법으로 광학계를 조정하고 있으며 마무리 단계에 있다. 현재 대덕전파천문대 옥상에 임시로 설치되어 시스템 정상화와 인공위성 관측을 수행하고 있다.
799
- Moon, Yong-Jae
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.4
- pp.329-342
- 2004
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In this paper, we present preliminary feasibility studies on three types of solar observation payloads for future Korean Science and Technology Satellite (STSAT) programs. The three candidates are (1) an UV imaging telescope, (2) an UV spectrograph, and (3) an X-ray spectrometer. In the case of UV imaging telescope, the most important constraint seems to be the control stability of a satellite in order to obtain a reasonably good spatial resolution. Considering that the current pointing stability estimated from the data of the Far ultraviolet Imaging Spectrograph (FIMS) onboard the Korean STSAT-1, is around 1 arc minutes/sec, we think that it is hard to obtain a spatial resolution sufficient for scientific research by such an UV Imaging Telescope. For solar imaging missions, we realize that an image stabilization system, which is composed of a small guide telescope with limb sensor and a servo controller of secondary mirror, is quite essential for a very good pointing stability of about 0.1 arcsec. An UV spectrograph covering the solar full disk seems to be a good choice in that there is no risk due to poor pointing stability as well as that it can provide us with valuable UV spectral irradiance data valuable for studying their effects on the Earth's atmosphere and satellites. The heritage of the FIMS can be a great advantage of developing the UV spectrograph. Its main disadvantage is that two major missions are in operation or scheduled. Our preliminary investigations show that an X-ray spectrometer for the full disk Sun seems to be the best choice among the three candidates. The reasons are : (1) high temporal and spectral X-ray data are very essential for studying the acceleration process of energetic particles associated with solar flares, (2) we have a good heritage of X-ray detectors including a rocket-borne X-ray detector, (3) in the case of developing countries such as India and Czech, solar X-ray spectrometers were selected as their early stage satellite missions due to their poor pointing stabilities, and (4) there is no planned major mission after currently operating Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) mission. Finally, we present a preliminary design of a solar X-ray spectrometer covering soft X-ray (2 keV) to gamma ray (10 MeV).
800
- 이재우
- 韓國宇宙科學會誌 = Journal of astronomy & space sciences
- 21, n.2
- pp.73-82
- 2004
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Samec et al.(1997)의 UBV 광도곡선과 Lu ＆ Rucinski(1999)의 시선속도곡선을 2003년에 개정한 Wilson-Devinney 쌍성모델을 적용하여 W형 과접촉쌍성 V417 Aql의 측광 및 분광학적 해를 새롭게 산출하였다. 광도곡선 분석에서 Qian(2003)이 제안한 제3천체의 광도를 광도곡선 분석에서 고려한 결과, 삼체의 광도가 U, B, V 필터에서 각각 2.7%, 2.2%, 0.4% 존재하고, 삼체의 광도를 고려한 경우가 그렇지 않은 경우보다 이론치와 관측치가 극심 부근에서 더 잘 일치하였다. 우리의 해로부터 V417 Aql의 절대 물리량을 <TEX>$M_1$</TEX>= 0.53 <TEX>$M_{ }$</TEX>, <TEX>$M_2$</TEX>= 1.45 <TEX>$M_{*}$</TEX>, <TEX>$R_1$</TEX>= 0.84 <TEX>$R_{*}$</TEX>, 그리고 <TEX>$R_2$</TEX>= 1.31 <TEX>$M_{*}$</TEX>으로, 거리를 216pc으로 산출하였다. 우리가 구한 거리는 Rucinski ＆ Duerbeck(1997)의 관계식 <TEX>$M_{v}$</TEX> = <TEX>$M_{v}$</TEX>(log P, B-V)으로부터 계산한 거리(204pc)와 잘 일치하는 반면, Hipparcos 삼각시차에 의한 거리(131<TEX>$\pm$</TEX>40pc)보다 멀다. 그 차이는 Hipparcos 시차의 비교적 큰 오차 때문에 생긴 것일 수 있다. 수 있다.