• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.43 no.2
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• pp.54.2-54.2
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• 2018

나선 은하의 60%의 은하들은 그 중심에 막대를 가지고 있다고 알려져 있다. 그리고 막대 은하들 중 다시 30%의 은하들이 그 중심에 두 번째 막대를 가지고 있다는 보고들이 있었다. 우리는 SDSS/DR7을 기반으로 z < 0.01 안에 은하들을 눈으로 분류한 Ann et al. (2015) 카탈로그 중 Lee et al. (2018, submitted)에서 사용된 Mr = -15.2 보다 밝고, $60^{\circ}$이하로 기울어진 막대 은하 553개를 이용하여 막대 안에 있는 두 번째 막대를 찾고자 했다. 우리는 ellipse fitting profile을 조사하여 58개의 은하들에서 그 중심에 기존 막대의 형태를 따르지 않고 장축이 어긋나 있으며, 타원율에 변화를 보이는 두 번째 막대의 흔적을 찾았다. 그 중 9개의 은하에서 색지도, 등광도 그리고 unsharp image 등에서 두 번째 막대를 확인했다. 이것은 이전의 30개 내외의 은하들를 대상으로 했던 연구들에서 확인된 것에 비해 매우 적은 비율이라 할 수 있다. 9개의 두 번째 막대들 중 5개는 강한 막대 (SB)안에서 발달해 있고, 4개는 약한 막대 (SAB) 안에 발달해 있어, 수치적으로는 두 번째 막대의 강한 막대와 약한 막대 사이의 선호도 차이는 없어 보인다. 하지만, 약한 막대 안에 발달해 있는 두 번째 막대들은 막대와 서로 다른 방향의 타원 구조만 보이는 반면, 강한 막대 안에 발달해 있는 두번째 막대들은 nuclear ring, nuclear arm등과 함께 더욱 발달된 모습을 보인다. 또한 두 번째 막대를 가지고 있는 8개의 은하 모두에서 주 막대를 따라 중심부로 길게 늘어서 먼지 띠가 뚜렷하게 보이고, 허블 분류에서는 Sab(T=3), Sb (T=4)에 주로 분포해있다.

• Bulletin of the Korean Space Science Society
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• 1992.10a
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• pp.9-9
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• 1992

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.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• v.2 no.2
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• pp.117-129
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• 1985

Holmberg's diameters of galaxies $D_{h}$ were obtained from Holmberg catalogue. The difference between Holmberg's diameter and de Vaucouleurs' face-on diameter is campared with the results of Heidmann et al. The difference obtained in this paper is smaller than that of Heidmann at al. Also, the correlation between $D_{h}$ and $D_{v}$ was obtained for each type in de Vaucouleurs' classification of galaxies. It shows that $D_{h}$ is overestimated that $D_{v}$.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.40 no.1
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• pp.45.2-45.2
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• 2015

우리는 최근 현대천문학의 가장 오래된 난제로 우리은하 헤일로의 형성과 깊은 관련이 있는 구상성단계의 오스터호프 이분법이 다중항성종족 패러다임 하에서 76년 만에 완벽히 규명되는 것을 발견하였다. 또한 이 연구의 기본 개념을 우리은하 벌지에 적용한 결과, 기존 국제학계의 이론과 완전히 다른 벌지의 형성기원에 대한 새로운 해석에 도달하였다. 우리은하의 벌지에 대한 대규모 측광 서베이 분석으로부터 double red clumps가 있다는 것이 2010년에 발견되었고, 이는 디스크와 바 불안정에 기인하는 은하중심부 X-shape 구조의 증거로 널리 받아들여지고 있다. 그러나 우리는 이와 같은 국제학계의 해석이 수평계열성의 항성진화이론을 간과한데서 비롯된 허구일 가능성을 제시하고자 한다. 우리의 모델에 의하면 관측된 double red clumps는 Omega Cen을 포함하는 대다수의 구상성단에서 발견되는 것과 동일한 헬륨함량이 증가된 2세대 별들(G2)에 의한 효과이다. 우리은하 벌지에 위치한 Terzan 5 구상성단처럼, 중원소함량이 높은 벌지에서는 G2에 해당하는 수평계열성들이 광도가 약 0.5등급 더 밝은 red clump 위치에 놓이게 되어 자연스럽게 double red clumps를 형성하게 된다. 앞으로 우리의 새로운 해석이 Gaia에 의한 삼각시차 거리결정으로 확인된다면, 이는 우리은하 벌지를 이루는 대부분의 별들이 Terzan 5와 같은 윈시 빌딩블럭들의 합병과 붕괴에 의해 형성되었다는 것을 암시하여, 우리은하는 물론, 조기형은하의 형성기원 연구에 큰 전환점이 될 것으로 기대한다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.36 no.2
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• pp.146.1-146.1
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• 2011

최근의 관측에 의하면 우리 은하의 헤일로내 field에 위치한 subdwarf B 항성이 헬륨이 증가된 구상성단의 푸른 수평계열성 ( Extreme Blue Horizontal Branch ) 과 동일한 기원을 가질 것으로 예측된다. 초기 우주 환경과 비슷한 헬륨 함량을 보이는 환경에서는 Building Block 내부 이외에는 헬륨이 충분히 증가된 가스를 공급할 수 없기 때문에 이러한 기원을 가지는 sdB 항성의 개수를 예측함으로써 우리 은하의 초기 Building Block으로 부터 얼마나 많은 수의 항성이 헤일로에 뿌려졌는지 예측할 수 있다. 우리는 우리 은하내 나이가 많은 항성들로 이루어진 헤일로와 Bulge 내에 이러한 기원을 가지는 sdB 항성의 개수를 예측한 결과, 초기 Building Block으로 부터 유입된 sdB 항성이 최소 8만 여개 이상일 것으로 추정하였다. 이 개수는 우리 은하 구상 성단 중 은하 Building Block의 잔재로 생각되는 성단에 존재하는 헬륨이 증가된 수평계열성의 총 합의 10배 이상의 규모에 해당한다. 이는 이들 성단이 은하 생성 초기에는 현재의 질량 규모보다 최소 10배 이상 무거웠을 것이라는 가정과 일치하는 결과이다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.46 no.2
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• pp.35.3-35.3
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• 2021

은하의 형성 과정은 천체물리학의 오랜 난제다. NewHorizon, Illustris-TNG, FIRE 등 다양한 수치실험이 사실적인 은하의 모습을 재현하고자 상상 이상의 노력을 해왔고, 일부 물리적 특성을 구현함으로써 희망적인 메세지도 주었다. 그러나 은하의 진화를 결정하는 핵심 물리과정들에 대한 이해는 여전히 불만족스럽다. 시대를 달리하며 유행처럼 제시된 중력 충격파, 초신성, 그리고 복사 피드백 과정 모두 사실적인 은하를 재현하는 데 안정적으로 작용하지 않는 것처럼 보인다. 이 발표에서는 교착상태에 빠진 듯한 현 상황을 타개하기 위해 우리 연구팀이 최근 시작한 수치실험들을 소개하고, 이론 모델의 문제점을 파악하기 위해 주시하고 있는 은하의 관측적 특성에 대해 이야기 해보고자 한다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.35 no.2
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• pp.30.1-30.1
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• 2010

마젤란형태의 왜소불규칙은하인 NGC 1156은 일정한 별탄생율을 보이고 있고 B밴드에서는 마젤란은하보다 25%나 더 밝은 은하로서 불규칙은하로서는 상당히 밝은 편에 위치해 있는 것으로 나타난다. 그동안 이 은하까지의 거리는 Tully-Fisher 관계식을 이용하거나 그 은하 내에 존재하는 가장 밝은 별을 이용하여 구하였으나 이 두 방법에 의해 구한 값이 큰 차이를 보이고 있다. 우리는 NGC 1156의 HST ACS/HRC 측광자료와 TRGB(Tip magnitude of Red Giant Branch) 방법을 이용하여 이 은하의 거리지수 (m-M)o=$28.0\pm0.15$를 얻었고 (U-B, B-V) 색색도를 이용하여 성간소광값 E(B-V)=$0.35\pm0.05$을 얻었다. 이 거리지수를 적용하면 이 은하의 절대등급은 1mag 어두운 값을 보인다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.36 no.2
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• pp.67.2-67.2
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• 2011

은하단에 속한 은하들의 광도함수에 의하면, 어두운 은하들(MB>-18,확인요망)의 수가 이 론적 예측에 비해 현저하게 적게 관측된다. 우리는 이와 같은 "어두운 은하들의 결핍 현상"을 설명하기위해 은하단 간의 충돌/병합과 같은 역학적 기원론을 제시하고자 한다. 본 연구는 은하단 간의 충돌/병합 과정에서 비교적 작은 질량의 은하들이 은하단의 중력적 구속에서 벗어날 가능성이 높다는 점에 착안하였다. 이러한 가능성을 검증하기 위해 (ㄱ) 우주론적 다. 체수치모사의 방법을 활용하고, (ㄴ) 유체수치모사에서 도입하여 발전시킨 "어떤 주어진 입자로부터 N번째 떨어진 입자의 거리 분석(N-th Particle)"이라는 새로운 방법으로 다체입자들의 공간분포 해석을 시도하였다. 이러한 방대한 자료를 효과적으로 분석하기 위해, GPU(Graphic Processing Unit)를 기반으로 설계된 분석 알고리즘을 독자 개발하였다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
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• v.40 no.1
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• pp.44.2-44.2
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• 2015

운동학적으로 측정된 질량과 측광으로 측정된 질량이 불일치하는 질량 불일치 문제는 현대천문학의 중요한 문제이다. 현재 이러한 질량 불일치에 대한 두 가지 해결책이 제시 되었다. 하나는 현대 표준우주론인 ${\Lambda}CDM$ 패러다임의 핵심 요소인 암흑물질, 다른 하나는 Milgrom에 의해 제시된 수정된 뉴턴역학(Modified Newtonian dynamics: MOND)이다. 두 방법에 대한 많은 연구가 진행되었는데, 최근 연구 결과에 의하면 나선형 은하의 회전속도 윤곽은 MOND와 잘 부합한다. 여기서 우리는 타원형 은하의 속도분산 윤곽을 분석한다. 속도분산 비등방성의 다양한 가정 하에 거의 구형인 2000여개의 SDSS 은하들의 예측되는 속도분산 윤곽을 계산하고, 이들로부터 얻어진 속도분산 기울기 분포를 15개의 $ATLAS^{3D}$ 구형 은하들의 관측된 분포와 비교하였다. 잘 정의된 하나의 interpolation function을 사용하는 MOND 모형에 의해서 단지 관측된 은하의 항성 질량 분포만으로 관측된 속도 분산 윤곽의 기울기 분포가 잘 설명되었다. 이러한 결과는 표준 패러다임의 경우 관측된 속도 분산 윤곽을 설명하기 위해 개별적인 암흑물질의 양과 밀도 윤곽을 필요로 한다는 점에서 주목할 만하다. 향후 타원형 은하들의 개별적 속도분산 윤곽을 정밀하게 분석하는 것이 매우 유용할 것으로 판단된다.

• 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.