• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제19권1호
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• pp.47-56
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• 2002

2000년 11월 21일부터 23일가지 3일간 식쌍성 V65l Cas의 극심시각 관측을 수행하였다. 이 관측으로부터 총7개의 새로운 극심시각을 얻었다. 이 관측치를 포함한 V651 Cas의 광전관측 및 CCD 극심시각을 재분석하여, 김천휘와 이재우(2000)가 제안한 제3 천체에 의한 광시간 궤도를 확인하였고, 개선하였다. 최종적으로 구한 광시간 궤도의 주기, 반-진폭, 그리고 이심율은 각각 $6.^{y}3,\;0.^{d}0013$, 그리고 0.78이다. 제3 천체의 궤도경사각이 $30^{\circ}$보다 클 경우, 제3 천체의 질량은 $0.09M_{\odot}\;{\leq}\;M_3\;{\leq}\;0.20M_{\odot}$의 범위에 있다. V65l Cas 계에 상정된 제3 천체가 진실로 존재하고, 주계열성이라면, 그 제3 천체는 주계열 끝에 위치한다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제29권2호
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• pp.151-161
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• 2012

An intensive analysis of 148 timings of V700 Cyg was performed, including our new timings and 59 timings calculated from the super wide angle search for planets (SWASP) observations, and the dynamical evidence of the W UMa W subtype binary was examined. It was found that the orbital period of the system has varied over approximately $66^y$ in two complicated cyclical components superposed on a weak upward parabolic path. The orbital period secularly increased at a rate of $+8.7({\pm}3.4){\times}10^{-9}$ day/year, which is one order of magnitude lower than those obtained by previous investigators. The small secular period increase is interpreted as a combination of both angular momentum loss (due to magnetic braking) and mass-transfer from the less massive component to the more massive component. One cyclical component had a $20.^y3$ period with an amplitude of $0.^d0037$, and the other had a $62.^y8$ period with an amplitude of $0.^d0258$. The components had an approximate 1:3 relation between their periods and a 1:7 ratio between their amplitudes. Two plausible mechanisms (i.e., the light-time effects [LTEs] caused by the presence of additional bodies and the Applegate model) were considered as possible explanations for the cyclical components. Based on the LTE interpretation, the minimum masses of 0.29 $M_{\odot}$ for the shorter period and 0.50 $M_{\odot}$ for the longer one were calculated. The total light contributions were within 5%, which was in agreement with the 3% third-light obtained from the light curve synthesis performed by Yang & Dai (2009). The Applegate model parameters show that the root mean square luminosity variations (relative to the luminosities of the eclipsing components) are 3 times smaller than the nominal value (${\Delta}L/L_{p,s}{\approx}0.1$), indicating that the variations are hardly detectable from the light curves. Presently, the LTE interpretation (due to the third and fourth stars) is preferred as the possible cause of the two cycling period changes. A possible evolutionary implication for the V700 Cyg system is discussed.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제22권4호
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• pp.353-362
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• 2005

2004년 3월 25일부터 4일 동안 보현산천문대의 1.8m 망원경과 BOES(Bohyunsan Optical Echelle Spectrograph)를 사용하여 AG Vir의 고분산 분광관측을 수행하고, 전위상에 걸쳐 총 59개의 스펙트럼을 얻었다. 쌍성계의 시선속도를 얻기 위하여, 교차상관함수(CCF; Cross-Correlation Function) 와 선폭증가함수(BF; Broadening Function)를 관측된 스펙트럼의 분석에 사용하였다. 이때, 교차상관함수 분석을 통하여 주성의 시선속도만을 얻을수 있었던 반면, 선폭증가함수 분석을 통하여 두 성분별의 시선속도를 모두 구할 수 있었다. 우리는 분광 궤도요소($K_1=90.5km/s$와 $K_2=258.8km/s$)와 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 측광학적 해로부터 AG Vir의 절대 물리량을 다음과 같이 산출하였다. 즉, $M_1:1.99M_\bigodot,\;M_2:0.62M_\bigodot,\; R_1=2.21R_\bigodot,\;R_2=1.36R_\bigodot,\;L_1=13.17L_\bigodot$, 그리고 $L_2=3.47L_\bigodot$. 우리가 구한 각 성분별의 질량과 반경은 Bell, Rainger, & Hilditch(1990)의 값보다 더 크고, 광도 또한 더 밝다. 발표된 모든 시선속도곡선을 재분석한 결과, AG Vir의 시스템 속도는 약 ${\pm}8km/s$의 비교적 큰 편차를 나타낸다. 그러나 이 변화가 Qian(2001)이 제안한 제3 천체의 광시간 효과에 의해 일어난다고 단정 지을 수 있는 근거를 찾을 수는 없었다.

• 천문학회지
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• 제10권1호
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• pp.23-30
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• 1977

식변광성 WZ And에 대한 지금까지 관측 발표된 극심시각을 수집하여 이 별의 수기 변화를 분석하였다. 0-C도에 의한 이 별의 주변화는 JD2418000과 JD243500근처에서 각각 dp/p=$+4.24{\times}10^{-6}$과 dp/p=$-2.46{\times}10^{-6}$의 돌발적인 주기 변화를 보였다. WZ And의 주기변화의 모습을 분석하기 위하여 Biermann and Hall(1973)이 제시한 접촉 연섬계로부터 $7.42{\times}10^6M_0$가 온도가 높은 별(hotter component)로 교환됨을 산출하였다. 이러한 량의 질량교환으로 인한 주기감소를 계산하였다. 질량교환 모델에 의한 JD243500이후의 이론적인 주기로 $0^d.69565848$를 얻었으며, 관측에 의한 0-C도로부터 얻은 주기 $0^d.69566034$과 매우 잘 일치하고 있다. 한편, WZ And의 질량비에 의하면 이 별은 온도가 더 높은 별이 Roche lobe를 채우고 있음을 보여주며 이러한 WZ And는 Paczynski(1970)의 접촉연성계의 접화단계에서 Stage II에 있는 별이다.

• 천문학회지
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• 제49권6호
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• pp.295-306
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• 2016

We present the results of BV time-series photometry of the globular cluster NGC 288. Observations were carried out to search for variable stars using the Korea Microlensing Telescope Network (KMTNet) 1.6-m telescopes and a 4k pre-science CCD camera during a test observation from August to December, 2014. We found a new SX Phe star and confirmed twelve previously known variable stars in NGC 288. For the semi-regular variable star V1, we newly determined a period of 37.3 days from light curves spanning 137 days. The light-curve solution of the eclipsing binary V10 indicates that the system is probably a detached system. The pulsation properties of nine SX Phe stars were examined by applying multiple frequency analysis to their light curves. We derived a new Period-Luminosity (P-L) relation, ${\langle}M_V{\rangle}=-2.476({\pm}0.300){\log}P-0.354({\pm}0.385)$, from six SX Phe stars showing the fundamental mode. Additionally, the period ratios of three SX Phe stars that probably have a double-radial mode were investigated; $P_{FO}/P_F=0.779$ for V5, $P_{TO}/P_{FO}=0.685$ for V9, $P_{SO}/P_{FO}=0.811$ for V11. This paper is the first contribution in a series assessing the detections and properties of variable stars in six southern globular clusters with the KMTNet system.