• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.38 no.1
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• pp.54.1-54.1
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• 2013

이 연구는 질량이 낮은 별탄생 지역에서 '에피소딕 질량수축 이론'을 관측과 수치모델로 테스트하였다. 스피쳐 우주망원경을 비롯한 여러 망원경으로 별 탄생 지역을 관측한 결과, 어린 별의 광도는 0.01 태양광도에 불과한 매우 낮은 값에서부터 높은 값까지 넓은 영역에 걸쳐 분포한다는 것이 알려졌다. 이 관측 결과는 70년대부터 있어 온 소위 표준 별탄생 모델의 예측과는 다른 결과이다. 관측과 표준 별탄생 모델의 차이를 풀기 위해서 에피소딕 질량수축 모델이 제안되었다. 테스트를 통하여 광도가 낮은 어린 별의 관측적 특성이 에피소딕 질량수축 모델로 한꺼번에 설명될 수 있음을 보였다. 우선, 카르마 전파 간섭계를 사용하여 전체 어린 별의 광도 분포에 해당하는 별 샘플을 선택하여 관측하였다. 표준 별탄생 모형은 중력수축이 진행됨에 따라 디스크 질량이 점진적으로 증가하지만 에피소딕 중력수축 모델은 디스크 질량과 별의 진화상태 사이에 특별한 연관관계가 없음을 예측한다. 여섯 개의 측정된 디스크 질량은 별의 진화상태와 상관없음을 보여주었다. 다음으로, 열아홉 개 어린 별의 이산화탄소 얼음을 적외선으로 분광 관측하고 분석하였다. 관측대상별 중 절반은 다른 분자와 섞이지 않은 순수한 이산화탄소 얼음이 존재한다는 증거를 보였고, 그 중 여섯 개는 순수 이산화탄소 얼음 존재의 강력한 증거인 두개의 픽이 나온 흡수선 형태를 보였다. 순수 이산화탄소 얼음 성분이 현재 광도가 낮은 별에서 존재한다는 것은 과거에 광도가 밝았던 시기, 즉 중력수축속도가 높았던 시기가 있었다는 것을 뒷받침한다. 화학진화모델에 에피소딕 중력수축 모델과, 일산화탄소 얼음이 이산화탄소 얼음으로 전환될 수 있다는 새로운 화학 네트워크를 포함한 모델로 광도가 낮은 어린 별에서의 순수 이산화탄소의 존재, 총 이산화탄소의 양, 그리고 관측된 일산화탄소 가스의 양을 모두 설명할 수 있었다.

• Proceedings of the Korea Water Resources Association Conference
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• 2022.05a
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• pp.221-221
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• 2022

방재성능목표란 홍수, 호우 등으로부터 재해를 예방하기 위한 방재정책 등에 적용하기 위하여 처리 가능한 시간당 강우량 및 연속강우량의 목표로, 각 지자체별로 지역특성 및 경제여건 등을 고려하여 지역별 방재성능목표를 설정한다. 지역별 방재성능목표 기준을 설정하기 위해 전국을 168개 티센망으로 분류하고 69개 지점 확률강우량을 활용하여 지방자치단체별 확률강우량을 산정하고, 지방자치단체별 티센면적 비율을 감안하여 각 지자체별 방재성능목표 설정 기준을 마련한다. 이때 확률강우량 산정에 기상청에서 제공하는 종관기상관측(ASOS) 자료를 이용하는데, 종관기상관측(ASOS, Automated Synoptic Observing System)이란 종관규모의 날씨를 파악하기 위하여 정해진 시각에 모든 관측소에서 같은 시각에 실시하는 지상관측으로, 종관규모는 일기도에 표현되어 있는 고기압이나 저기압의 공간적 크기 및 수명을 말하며, 해당 지역의 현재 기상 실시간 제공 및 기상예보에 활용한다. 그러나 ASOS 자료로 산정한 확률강우량을 토대로 설정한 지역별 방재성능목표는 지배관측소개소 및 면적 비율에 따라 강우량이 실제 해당 지역에 내린 강우량에 비해 작거나 크게 산정되어 실제 강우량을 반영하지 못하는 문제가 발생한다. 이에 지진·태풍·홍수·가뭄 등 기상현상에 따른 자연재해를 막기 위해 실시하는 지상관측인 방재성능관측(AWS, Automatic Weather System)을 1997년부터 약 510여개 지점에 설치하여 기상관측자료를 구축하고 있으나, 관측자료가 30년 미만이므로 자료의 일관성 및 신뢰도 확보 등의 문제로 이용하고 있지 않다. 실제로 ASOS 관측소와 AWS 관측소의 시간 강우량 최댓값 차이가 큼에도 불구하고 행안부는 지역별 방재성능목표 수립을 위한 강우량 산정에서 AWS 관측소의 기록은 반영하지 않고 ASOS 관측소 기록만 적용하여 실제 해당 지역의 강우량을 반영하는 방재 대책을 수립하지 못하는 실정이다. 따라서 소규모 유역 및 재해영향평가 등의 경우 인근 지역에 AWS 관측소가 있을 경우, 해당지역의 기상 특성을 대변하는 자료로 보유관측년수가 30년 이상인 AWS 자료의 적극적인 활용이 필요할 것으로 판단된다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.36 no.2
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• pp.110.1-110.1
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• 2011

오리온 A 분자운은 별탄생이 활발하게 일어나는 영역이다. 때문에 분자운 연구를 통해서 별탄생을 연구하기에는 최적의 곳이다. 특기할 것은 Orion A에는 필라멘트 구조가 있다는 점이다. 필라멘트는 전형적으로는 길이 4.8pc, 너비 1.4 pc 로 제시되었다(Nagahama et al. 1998). 많은 미지의 조건들 가운데 필라멘트 구조는 별탄생에 대한 새로운 조명을 던져주는 데, 가령 분자운이 수축, 분열하며 작은 덩어리를 만드는 과정에 이런 기다란 구조가 별탄생에 어떤 과정에서 나타나며 이것이 별탄생이 어떤 효과를 발생하는지 연구되어야 하는 문제들이다. 대덕전파안테나의 1분의 분해능(Channel resolution 63 KHz/ Band Width 25 MHz) 의 12CO, 13CO(J=1-0) 분자선 관측으로 필라멘트를 이전 연구보다 자세하게 관측하여 이것 안에 있을 것으로 보이는 substructure들 연구하고자 한다. 관측영역은 적경: 5h 32m ~ 5h 37m, 적위: $-5^{\circ}$ 14' ~ $-5^{\circ}$ 37'으로 ($1^{\circ}{\times}1^{\circ}$) 영역을 관측하였다. 그 결과 필라멘트구조를 확인할 수 있었으며 약 0.7pc,약 $1000\;M_{\odot}$의 덩어리들이 이전관측에서 보여진 X자형태가 아니라 일자형태로 분포되어있는 것을 알 수 있었다. 관측된 최소덩어리는 star cluster mass이고 stellar size 의 덩어리는 별탄생 과정 이후 소멸된 것으로 보인다. 관측으로 확인된 덩어리들의 물리적인 성질과 분포를 깊이 연구해 보고자 한다. 향후 Orion A 전체를 추가로 관측하고자 한다.

• 한국지구과학회:학술대회논문집
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• 2010.04a
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• pp.120-120
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• 2010

두 개의 별로 구성되었을 것이라고 여겨진 공생별은 밝기변화는 궤도운동에 따라 밝기가 변하는 것으로 알려졌다. 분광 관측 자료에는 이러한 궤도 변화 외에도 다양한 요소가 밝기 변화에 관여하는 것이 특성으로 나타난다. 또한 공생별은 밝기가 급격하게 증가하고 혹은 감소하기도 하는데, 이는 폭발에 기인하는 것으로 판단된다. 이러한 변화, 궤도 운동에 따라 기하학적 변화와 폭발 현상을 모두 볼 수 있는 대표적인 공생별이 Z And이다. 우리는 선행연구(MIKOLAJEWSKA & KENYON, 1996)에서 발표한 저분산 분광 자료를 이용하여 위상별로 변하는 상대적 선세기 변화를 조사하였다. MIKOLAJEWSKA & KENYON (1996)의 자료는 저분산 기기로(${\Delta\lambda\sim}3{\AA}$), HeI, HII, [OIII]5007, [NeV]등이 관측되었는데, 이러한 선들의 세기를 광이온 모델을 이용하여 예측한 후, 공생별 가스를 이온화시킨 중심별(WD)의 물리적 특성을 연구하였다. 또한 Hyung & Aller가 2002년 8월 12일 Lick Observatory에서 Hamilton Echelle Spectrograph (HES)를 사용하여 3600초 노출 관측한 고 분산 분광자료(${\Delta\lambda\sim}0.1{\AA}$)도 분석하였다. HES 관측 자료는 공생별의 위상이 $\Phi$=0.22이며, HES자료는 $3470{\AA}-9775{\AA}$에서 HI, HII, HeI, HeII, NII, NIII, OII, [OI], [OII], [OIII] 등이 있었다. 이 선들의 선 윤곽을 IRAF와 StarLink/Dipso를 이용하여 분석하고, 각 성분이 위상($\Phi$=0.22)인 상태에서의 관측자에 대해 어떠한 기하학적인 구조를 가지고 있는지 연구하였다. CLOUDY를 사용하여 광 이온 모형성운을 만들어 화학원소 및 성운가스의 물리적 조건을 연구하였다. Z And의 수소의 수밀도($N_H$)는 $10^{8.5}/cm^3$으로 가정하였다. 중심별 온도는 약 110,000K, 광도는 태양의 2000배로 추정되었다.

• 한국경영정보학회:학술대회논문집
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• 2007.06a
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• pp.794-799
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• 2007

우리나라 경제가 급속도로 개방화되면서 우리나라 농업은 매우 어려워 상황에 맞이하게 되었다. 이에 정부는 농산물의 수급안정과 농가소득 안정화를 위해 농업관측사업을 정책적으로 실시하고 있는데, 매년 사업이 확대됨에 따라 품목별 조사체계 확립과 효율적인 정보관리를 위한 정보시스템 구축이 필요하게 되었다. 이러한 필요성에 힘입어 농업관측사업 전담기관인 한국농촌경제연구원에서는 2001년부터 농업관측정보시스템을 구축하여 이를 운영하고 있다. 최근 현재 운영되고 있는 농업관측 정보시스템에 대한 평가에 관한 논의가 진행되기 시작했지만, 이에 관한 연구는 아직 없는 실정이다. 본 연구에서는 관측정보 웹조사시스템을 중심으로 이 정보시스템을 이용자(품목별 관측모니터요원 및 품목별 관측담당 연구원)를 대상으로 농업관측정보시스템의 정보시스템 영역과 사용자영역 및 성과영역에 대한 설문을 실시하여 농업관측정보시스템의 성과 분석을 통해 평가요인을 검토하여 향후 관측정보시스템 종합적인 평가모형 개발을 위한 지표로 활용코자 한다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• v.24 no.4
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• pp.379-388
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• 2007

Modulation Transfer Function (MTF) of satellite image is an important performance index in satellite image applications. Therefore MTF performance is assessed using satellite image for the ground target during LEOP phase after launch. But the MTF performance assessment using the ground target can be affected by imaging conditions such as cloud and weather. In this paper system requirements and satellite operation for assessing MTF performance of satellite image using stellar sources are proposed. Satellite capability in collecting stellar sources using the satellite which is designed for earth observation and satellite image usefulness for assessing MTF performances were analyzed. The proposed approach will be useful to assess MTF performance of earth observation satellite in lower earth orbit.

• Proceedings of the Korea Water Resources Association Conference
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• 2023.05a
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• pp.352-352
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• 2023

본 연구에서는 제주도권역 강우관측소의 고도별 공간분포의 적정성을 평가하기 위한 방안으로 고도별 강우관측소의 최근린지수(Nearest Neighbor Index, NNI)를 산정하고 현재 강우관측소 공간분포의 적정성을 평가하였다. 또한, 제주도권역을 고도에 따라 등면적으로 구분하고, 고도마다 상이한 지형조건을 고려하기 위해 등면적으로 구분된 각 강우관측소의 최대 NNI를 최적화 기법의 하나인 화음탐색법(Harmony Search, HS)을 이용하여 산정하였다. 이와같이 현재 강우관측소설치위치를 기준으로 산정한 NNI와 HS를 이용하여 산정한 최대 NNI의 차이를 바탕으로 지형적인 특성을 고려한 제주도권역 강우관측소 분포를 비교·검토하였다. 그 결과 고도가 높아짐에 따라 강우관측소의 개수가 낮은 고도에 비해 상대적으로 적어 관측소 밀도가 작은 것으로 산정되었다. 향후 제주도권역 강우관측소의 지형적인 특성을 반영한다면 보다 효율적인 제주도권역 강우량관측이 가능할 것으로 판단된다.

• Bulletin of the Korean Space Science Society
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• 2003.10a
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• pp.23-23
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• 2003

천체의 거리는 다양한안 방법을 사용하여 직접 혹 간접적으로 측정되어왔다. 특히 우주배경복사를 측정하는 인공위성 관측의 정밀도가 혁명적으로 향상됨에 따라 우주의 나이는 수 % 이내의 정밀도로 결정할 수 있는 수준으로 발전하였다. 우주의 규모가 구체적으로 정의되는 가운데 우주의 절대적인 크기를 제시하기 위하여 천체의 거리를 측정하는데 사용되는 표준등불로 세페이드 변광성 이외에 식쌍성이 새롭게 대두되었다. 이 논문에서는 식쌍성이 거리척도의 표준등불이 될 수 잇는지 검증하기 위하여 광도곡선과 시선속도곡선이 잘 알려진 알골형 쌍성 식쌍성 RY Aqr, RX Gem, RS Vul을 선정하여 거리를 산출하였다. 별을 선정한 기준은 2색 이상의 광도곡선이 발표되고, 이중 분광쌍성으로 시선속도곡선이 각 성분별로 잘 관측되어 발표되고, IUE 관측 자료가 있는 알골형 쌍성이다. 거리 산출과정에서 간접적으로 유추하여 얻는 인자를 줄이기 위하여, 광도곡선으로부터 별의 상대적인 크기를 구하고, 시선속도곡선으로부터 공전궤도의 장반경을 구하고, 별의 에너지 분포 곡선으로부터 별의 온도를 측정하였다. 위 3종류의 관측 결과를 종합하여 식쌍성의 물리적 인자와 거리를 구하였다. 이와 같은 방법으로 구한 거리는 히파크러스를 이용하여 관측한 시차와 비교하였다.

• Bulletin of the Korean Space Science Society
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• 2009.10a
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• pp.29.1-29.1
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• 2009

이 연구는 별 관측을 통해 점 퍼짐 함수(PSF)를 측정하고 나이퀴스트 주파수에서 변조 전달 함수(MTF)을 계산하여 주파수 영역에서 저궤도 광학 위성의 영상품질 평가방법을 도출하였다. 가상 별 영상을 생성하고 IRAF로 2차원의 점 퍼짐 함수를 얻었고 MATLAB으로 점 퍼짐 함수를 2차원 푸리에 변환하여 변조 전달함수를 계산하였다. 공간 영역에서는 점 퍼짐 함수의 모양을 통해서도 영상품질을 검증할 수 있다. Along/Across-Track의 모양이 일치하고 중심에서 좌우대칭이며 델타함수에 가까울수록 좋은 품질의 영상을 의미한다. Along/Across-Track의 점 퍼짐 함수 모양차이는 Line Rate나 Time Delay and Integration(TDI)의 오차에서 기인한다. 별을 점광원으로 본다면 점 퍼짐 함수를 정의하기 쉽고 Along/Across 방향을 동시에 측정 가능하다는 장점이 있다. 궤도상에서 별을 관측하는 것은 지상을 관측하는 것보다 대기 환경의 효과가 크지 않기 때문에 영상 품질 평가에 유리하다. Yaw Steering이나 Nadir Pointing과 같은 자세제어의 효과를 배제할 수 있으므로 자세제어의 효과가 상당 부분 제거된 영상품질을 분석할 수 있다. 지상관측시간이나 배터리 충전시간이 아닌 지구 본영에서 별을 관측하므로 임무에 방해받지 않는다. 지상관측과 같은 효과를 내고 TDI를 사용하는 환경을 구현하기위해 Line Rate를 고려한 자세 기동 방법에 대해 연구하였다. 큰 각도의 자세 기동이 예상되어 쿼터니안을 이용하여 Inertial Pointing하도록 자세 제어하였고, 자세 Slew Rate 구속조건 하에서 제어가 필요하다.

• Publications of The Korean Astronomical Society
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• v.6 no.1
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• pp.1-15
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• 1991

원반 및 해일로의 이중역 (two-zone) 모형을 바탕으로하여 나선은하의 화학적 진화 모형을 만들었다. 모형의 검증을 위하여 구체적인 수치계산을 수행하고 그 결과를 태양 부근에서 관측된 중원소 분포 등, 화학적 진화와 관련된 제반 관측 사실과 비교함으로써 은하계의 진화를 추론하였다. 모형의 수치계산 결과에 의하면 나선은하의 화학적 진화는 헤일로외 붕괴 과정과 별탄생율에 크게 의존하며, 원반의 초기질량함수와 별탄생율에 따라 서로 다른 양상을 보인다. 태양 부근 원반의 중원소 분포 등을 성공적으로 설명할 수 있는 진화 모형에서, 별탄생율은 가스의 질량 또는 표면밀도의 멱승에 비례하거나 시간에 따라 단조 감소하는 지수함수로써 표현되며, 초기질량함수는 헤일로에서는 다양한 형태의 함수 모두로써 가능하지만, 원반의 경우에는 시간에 따라 변화하는 질량함수를 채택하여야 한다. 우리 은하의 헤일로의 고속붕괴 모형에서는 시간에 따라 지수함수로 변화하는 별탄생율이 관측과 부하되지만, 반면 저속붕괴의 경우에는 가스 질량의 멱함수로 표현되는 별탄생율이 관측과 부합된다.