페르세우스(Abell 426)은하단 성분은하들의 관측된 적색편이 조사 목록을 바탕으로 속도분산 값의 위치각에 따른 변화를 살펴 봄으로서 속도분포의 불균질성을 조사하였다. 속도분포의 불균질성을 위치에 따른 은하들의 접선궤도와 중심방향 궤도 지배 정도로서 살펴 보았다. 중심을 기준으로 한 환에 포함된 은하들의 속도분산은 광학과 X-선 관측을 통하여 알아 낸, 은하단이 길쭉한 방향으로 정의한, 위치각 지역에서 중심방향 궤도성분이 지배적이고 접선 방향 궤도는 이와 수직한 지역에서 지배적임을 알 수 있었다. 이러한 속도 분포의 방향성과 광학 및 X-선 관측을 토\ulcorner謗\ulcorner알아 낸 은하단의 위치각 사이 사관관계가 가지는 중요성을 최근의 X-선 관측을 통하여 알아낸 은하단 중심부에서 보이고 있는 저온 물질의 몰입을 중심으로 논하였다.

The most celebrated problem in artificial satellite theory is undoubtedly the critical inclination problem. The KITSAT-1 satellite launched by Arian 42P from Guiana in August 11, 1992 has orbital inclination close to the critical value cos-1(1/rs). In that case, there is a singularity in some perturbation terms and therefore perigee will be fixed because do/dt is equals to zero. But actually the long periodic behaviour in argument of perigee, u is affected by luni-solar gravity andrelativistic effect, etc. Luni-solar gravity induces periodic perturbations in allorbital elements except the semi-major axis, and secular variations in 0, u and M.We have obtained nodal rate and inclination variations in case of the KITSAT-1.In this paper, we will also show the geopotential perturbations in 0, M of the Satellite in CIUding J2, J3, J4, J22 terms.

Results from the Earth Radiation Budget Experiment (ERBE) will help interpret the data from the operational satellite system. However, a major problem exists because a follow-on experiment to ERBE is not planned until the late 1990`s. Meanwhile, it will be necessary to provide OLR estimates from the operational satellite system. Since 1973the outgoing long wave radiation(OLR) data have been obtained by the 10#m window radiance(AVHRR) estimation technique from he observation NOAA operational satellites. However, those data have not been universall if accepted because they are estimated from the radiance in but one narrow spectral regiou. However , this type of technique has not been exploited for use with data from the ]fIRS multispectral radiometer. Since the radiance data measured by HIRS contains more: information on atmospheric variables than the AVHRR, it is a potentially better instrument for operational estimates of the OLR In this study, results from model are better flux estimates than the AVHRR, The technique is then tested by comparing simultalleous AVHRR and HIRS OLR estimations with a radiation model flux calculation froml homogeneous atmospheric scenes at the regions of desert and subtropic ocean.

온 국민이 지켜보는 가운데 우리나라 국적을 가진 최초의 인공위성인 우리별 1호가 지난 8월11일 아리안 로켓에 실려 성공적으로 발사되었다. 1957년 인류최초의 인공위성 스프트닉 1호가 발사 된지 실로 35년만의 쾌거로, 우리도 늦었지만 우주시대의 막을 열게 된 것이다. 내년의 대전 엑스포 기념으로 우리별 2호가 발사될 계획이며, 1995년에는 우리나라 통신 위성 무궁화호가 발사된다. 이렇든 우리도 이제 우주과학 기술 분야에 본격적으로 관심을 가지게 되었다고 볼수 있으며, 앞으로의 우주개발에 있어서, 후발국의 입장에서 가장 효울적이며, 성과를 극대화 할 수 있는 우주개발 체제를 갖출 필요가 있다. 이 논문에서는 우주개발의 의의와 필요성에 대해서 논한 뒤, 우리나라의 우주과학 기술 분야의 현황과 우주기술 선진국들의 우주개발 동향을 파악하고, 이들을 기반으로 우리나라의 우주개발 체제를 확립하기 위한 우주기술 정책에 대하여 논하기로 한다.

The IUE archival spectra of VV Cephei were collected to investigate the eclipse nature in the ultraviolet. The temperature of the B star has been determined, as approximately30,OOOK, based en the flux distributions durstributions during egress, Light curves of VV Cephei were reduced from the spectrophotometry of the IUE archival spectra. Three light curves at the center wavelengths of 2350A,2550A and :!850A have been analyzed by the modified Wilson and Oevinney light curve program. the radii of the B star and M star were deduced to 0.05 and 0.22 of uint separation, respectively. The UV light curves show anevidence that the light was attenuated by the highly opaque atmosphere of the M star

AQ Cassiopeiae (BD+61`0242, uv=10, Sp=B3+Bg) is a totally eclipsing binary system with the obital period of about 12 days. 71 was observed for 15 nights in 1985 with the1.8-m telescope at the DAO, employing a Reticon and a three-stage image tube attached to the spectrograph. And also, photometric observations of AQ Cas had been made inUBv for six years from 1982 to 1988 at Yonsei University Observatory(YUO). This work includes UBV observations obtained at YUO as a part of The Ten-Year Observing Program(1982-1992). Double lined radial, velocity curves and Ufv light curves of AQC as are constructed. The light curves and radial velocity curves show a strong evidence of circumstellar matter or mass stream. It is clear at the phases of just outside externaleclipse contacts, particularly at phase 0.8-0.9, shown in Figures 1 and 2. A solution by combining the radial velocity and photometric curves of the binary was obtained with the Wilson-Devinney Code. We found that the system is semi-detached with the coolcomponent filling its Roche lobe. The absolute dimensions of AQ Cas are calculated. The result shows that this system consists of two massive and subgiant stars.

Algo1형의 준분리 식쌍성 가운데 공전주기가 변하는 20여개의 식쌍성들을 택하여 이 식쌍성들의 공전주기 변화량을 결정하였다. 검출된 주기 변화량과 이 별들의 물리량과의 상관관계-즉, 공전주기와공전주기 변화량,주기변화량과 질량비 주기 변화량과 주성과 반성의 온도차, 그리고 변화량과 총 각운동량의 관계등을 조사하였다. 이러한 조사에서 식쌍성의 공전주기 변화가 이러한 별의 물리량과 상호 상관 관계를 보인다며, Algo1형 식쌍성의 진화를 설명할 수 있는 또 다른 자료를 제공하게 될 것이다.

As a part of the project for The Atlas of (d-C) Diagams of Eclipsing Binaries, a total of 1822 times of minimum lights for Algol distributed from 1782 to 1988 are collecte dand analyzed to investigate the period-changes of the system. An (0-C) diagram constructed shows that the orbital period of Algol has varied in complicated ways. In this paper, we would interprets these variations as the sudden changes of the periodrather than as a somewhat periodic ones. The importancy of the observations for the times of minimum lights of Algol system will be stressed.

Spectroscopic CCD observations were carried out for V 1119 Cygni and the spectrum inthe visual region is analysed relative to the SLln with a line-blanketed convective modelatmosphere. Adopted atmospheric parameters are : an effective temperature ( Teff) =7000 K, a surface gravity log g = 3.4. Although our result is dependent onmicroturbulent velocity and damping constant, it was found that Mg in V1719 Cygni isnearly solar, or underabundant by 0.2 to 0.3 dex according to the analysis of5172.684A Mg I line which is relatively free from blending. This is inconsistentwith the previous photometric result wh(:re V1719 Cygni was known as anabnormally metal rich variable.

We have computed the model spectra for the novae that formed dust grains shortly after their explosions. And the results are closely compared with recent infrared observational data. The amorphous carbon grains appear to be the major component for the carbon-rich novae. And the silicate grains which reside in Mira variables are found to be the best candidate material for the oxygen-rich novae. In novae, the winds from the central stars are very strong and fast so the emergent spectra are highly dependent on the time scales of dust formation. We find optically thin dustemission for oxgen-rich novae because they have longer time-scales of dust formation and the dust shells with larger radii.

격변 변광성의 일종인 DQ Her형 별(Intermediate Polar Star; IP)이 자기장에서 방출하는 가시광선은 자전주기에 따라 그 강도가 변한다. 이러한 쌍성계에서 백색 왜성인 주성의 주번에 자기력 선을 따라 정도의 물질이 주계열성인 반성으로부터 accretion 된다. 이 물질은 주성 표면에서 충격파로 생긴 X-선원에 의해 reemission 되는 데, 이런 현상적인 모델을 만들어 관측적으로 나타나는 자전주기에 따른 가시광선의 강도 변화를 설명하였다. 이런 결과가 IP 에서 방출되는 가시광선 관측의 분석과 이런 종류의 쌍성계가 가지는 궤도기울기, accretion rate, 공전축에 대한 자전축의 기울기, interaction radius 등의 물리적 상수를 결정하는 데 응용될 수 있음을 보이려고 한다.

The X-ray binary pulsar Her X-1 was observed with Ginga on 1988 August 28 during the orbital phase of 0.76 to 0.85 at the main-on phase of the 35 day cycle. During the observations the X-ray intensity varied by a factor of five or more on a time scale as short as 30 sec, due mostly to the soft X-ray absorption in the pre-eclipse phase. From the studies of pulse profiles and energy spectra, we revealed that there exists in the dipphase an unpulsed component which is "3% of the intensity at the non-absorbed high-level. We suggest that scattering of the source continuum by the optically thin hot corona is responsible for the unpoised component. In the spectral analysis, we find that the high-state non-absorbed spectra can be fitted by a power-law without absorption, and the spectra observed in the different abgorption states by two components of a power-law with the same photon index. An iron-K emission line is required in to the cases of fitting. The estimated equivalent width of the iron line varies from 0.18 to 0.51 key according to the change in the absorption column density along the line of sight. We suggest that the fluorescent iron line arises in a cool and relatively small region, like the Alfvensur face, and may be partially intercepted by the optically thick gas cloud passing across the line of sight.1 Korea Astronomy Observatorya The Institute of Space and Astronautical Science in Japan3 Korea Advanced Institute of Science and Technology

식쌍성 Algo1과 44i Boo에 대해 각각 두 개의 비교성을 이용하여 광전관측을 수행하여 광도곡선을 얻었다. 색효과는 목적성과 비교성의 색의 차이에 기인한 효과로서 광도곡선상에 체계적인 오차로 남게 된다. 따라서, 자료보정 과정에서 전체 소과계수인 k만으로 보정하게 디면 색효과에 의한 체계적인 오차는 광도곡선상에 그대로 남게 된다. 즉, 쌍성관측에서는 비교성을 목적성과 거의 같은 위치의 것을 택하여 관측하기 때문에 투과 대기량의 차이와 곱해져 등급에 영향을 주는 1차 소광계수에 의한 효과보다는 색의 차에 기인한 2차 소광계수에 의한 효과가 더 크다는 의미이다. 물론 투과 대기량의 크기가 큰 곳에서는 1차 소광계수에 의한 효과도 커지게 된다. Algo1의 경우, 비교성과 점검성을 이용하여 얻은 광도걱선들은 평탄영역에서 이들의 색의 차이 때문에 다르게 나타났으며, 색항을 보정한 결과 두 광도곡선이 거의 유사하게 나타났다. 44i Boo의 경우는 평탄 영역이 거의 보이지 않고, 색에 의한 효과는 광도곡선의 전 영역에 걸쳐 나타났으며, 비교성이 점검성에 비하여 목적성으로부터 더 멀리 떨어진 관계로 k1,k2항이 모두 중요하게 나타났다. 한편, 1,2차 소광 보정 이후에도 날짜에 따라 다른 그림을 보여 준 것은 기기 효과에 기인한 것으로 보여졌으며, 자료에 가장 큰 오차로 기여하는 것은 시간에 따른 대기 상태의 변화이기 때무에 보다 정확한 자료보정을 하기 위해서는 동-서쪽으로 나누어 소광보정을 하는 것이 바람직 할것으로 보여졌다.

We have developed a proto-type four-channel photoelectric photometer and control software for the 61-cm reflector of the Sobaeksan Astronomy Observatory. The photometer consists of five main units which has a manipulator, a set of four-opticsassemblies, a light detection units, Pulse counting electronics and a host computer. The software to control the chopper, filter wheel and photon counter has also been developed..

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