• Journal of Satellite, Information and Communications
• /
• v.6 no.2
• /
• pp.97-101
• /
• 2011

Interplanetary space between Sun and Earth is area of flowing very fast solar wind which is contained X ray, flare, corona mass, etc. occurred Sun surface to Earth. This solar wind is affected directly to Earth magnetosphere and ionosphere so that this bring out broadcasting and communication interruptions, satellite operation obstacles and power gird defects and etc..Solar wind flow in interplanetary space is measured as solar wind speed, density and direction by measuring scintillation value to be produced during radio source is passed through solar wind. The wider effective collective areas and the more radio sources, accuracy of solar wind measuring is got higher. Function test was performed using 3 tiles which was manufactured as prototype. Restriction of quantity of tiles, test was performed to confirm whether measured beam pattern is complied with requirement or not. In this paper, it is shown design and their specification of ground interplanetary radio measurement system as well as technical issues and resolutions which were raised during design phase. Also result of function verification test using prototype is suggested. It is confirmed that measured beam pattern was met with requirement.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
• /
• v.36 no.2
• /
• pp.133.1-133.1
• /
• 2011

태양풍이 지구 전파통신에 미치는 영향을 예측하고 대응하기 위해 전파연구소와 협력하여 태양풍의 운동을 모니터할 수 있는 시스템을 개발하고 있다. 태양풍이 일으키는 섬광(scintillation)에 의해 태양풍 배후에 있는 전파원 밝기가 변하는 것을 측정하여 역으로 태양풍의 이동속도, 전자밀도 등을 유도하는 원리를 이용한다. 포물면형의 전파망원경 대신 시야가 넓은 다이폴 안테나를 24개 단위로 묶은 타일 32개를 동서-남북으로 수백미터 넓이의 부지에 배열하고 전자빔조향으로 원하는 천체를 추적한다. 타일은 수동으로 남북방향으로 움직일 수 있어 계절별로 태양근처의 전파원을 잘 볼 수 있도록 하였다. 각 타일에서 나온 신호는 약 10MHz의 대역폭으로 디지털화되어 컴퓨터에 기록되고 실시간에 가깝게 각 타일간의 천체 위치별 위상차를 보정한 후 합성되어 전파원의 세기를 측정한다. 이 신호들을 교차상관시키면 야간에는 천문용 간섭계로도 사용할 수 있다. 기본적으로는 MWA를 참고해서 설계한 것이나, 동작을 입증하기 위해서 타일 3개로 이루어진 시제품도 제작하였다. 현재 각 부분별로 제작이 진행되고 있으며 하드웨어는 올해 말까지 완성될 것이다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
• /
• v.25 no.2
• /
• pp.149-156
• /
• 2008

Forbush Decreases (FDs) are representative events of abrupt decrease in galactic cosmic ray intensity. They are known to be strongly associated with solar wind events such as interplanetary shock (IP shock) and magnetic cloud (MC). In order to examine effectiveness of the MC on FDs, I studied the 44 MCs that occurred during the 2 years from 1998 to 1999 and investigated the properties of interplanetary magnetic field (IMF) and solar wind. As a result, I found that 11 out of 44 MCs are associated with the FDs. In particularly, it is noted that the FDs are driven by the IP shock sheaths which are associated with over 13 nT of IMF magnitude, 3 nT of IMF turbulence, and 550km/s of solar wind speed. This result indicates that magnetic cloud and its interplanetary shock sheath work as a modulator of the cosmic ray intensity.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
• /
• v.25 no.2
• /
• pp.139-148
• /
• 2008

It has been known that high-speed solar wind streams associated with coronal holes lead to quasi-periodic substorms that occur approximately every $2{\sim}4$ hours. In this paper we examined 222 repetitive substorms that occurred during high-speed stream periods in July through December in 2003 to quantitatively determine a range of energy input from the solar wind into the magnetosphere between two consecutive substorms. For this study, we have used the Akasofu ${\varepsilon}$-parameter to time-integrate it for the interval between two consecutive substorms, and have applied this method to the 222 substorms. We find that the average amount of solar wind input energy between two adjacent substorms is $1.28{\times}10^{14}J$ and about 85% out of the 222 substorms occur after an energy input of $2{\times}10^{13}{\sim}2.3{\times}10^{14}J$. Based on these results, we suggest that it is not practical to predict when a sub storm will occur after a previous one occurs purely based on the solar wind-magnetosphere energy coupling. We provide discussion on several possible factors that may affect determining substorm onset times during high-speed streams.

• Journal of the Korea Academia-Industrial cooperation Society
• /
• v.18 no.2
• /
• pp.672-680
• /
• 2017

A solar photovoltaic system is composed of a module mounting structure, supporting trunk, and a control unit that supplies generated electrical power to an external power grid or a load. The efficiency of the system depends on the incident solar light, so the mounting structure is installed to face the sun. However, because the sun always moves, systems that track the sun have better efficiency than fixed systems. The structure experiences wind pressure, snow load, seismic load, and structure weight. The wind pressure has the most serious effect on the structure. The pressure was obtained using finite element method for various gaps between modules and angles between the panel and the ground. The wind pressure is lowest when the gap is zero, and it increases with the inclination angle. Based on the results, a mounting structure module was designed.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
• /
• v.6 no.1
• /
• pp.17-28
• /
• 1989

The classical solar wind theory proposed by Parker(1963) explains well the dynamics of the wind pheonomena such as stellar wind and accretion disk. While the stellar wind system like the solar wind has the spherically symmetric wind structure, there are various jet phenomena which collimate the system into the narrow space. We can find these dynamical structures in SS433, in the optical jet of M87, and around the active galactic nulei. We present the dynamical structure of the jet system in disks, which conserves the angular monetum, with the Keplerian rotation and the strong relation between the geometrical cross section and the physical change of the jet stream on the basis of the hydrodynamic equations.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
• /
• v.5 no.2
• /
• pp.123-127
• /
• 1988

Interplanetary scintillation is the fluctuation produced in the apparent brightness of a radio source, due to refractive effects in the apparent brightness of a radio source, due to refractive effects in the turbulent solar wind flowing from the sun. If this medium is illuminated coherently, analysis of the spatial and temporal properties of the radiation reaching the earth allows the stochastic properties of the medium to be understood. Here, a brief review of method of interplanetary scintillation to study solar wind behavior will be introduced.

• Bulletin of the Korean Space Science Society
• /
• 2010.04a
• /
• pp.41.2-41.2
• /
• 2010

태양풍 동압력은 지구 자기장에 부딪히면서 많은 영향을 준다. 여기서 우리는 태양풍 동압력이 증가하는 경우 밤 지역 극관의 위도 상 위치 변화에 대해 관심이 있다. 동압력 증가 이전과 이후의 극관의위치를결정하기위해 DMSP(Defense Meteorological Satellite Program) 위성이 관측한 하강 입자 자료를 사용하였고 이로부터 산출된 b5e parameter 값을 통해 극관의 위치를 결정하였다. 특히 IMF의 각 성분 별 방향과 크기에 대한 조건이 극관의 위치에 영향을 미친다는 점을 고려하여 분석하였다. 분석 결과를 통해 동압력이 증가하는 경우 극관의 위치가 고위도로 올라 간다는 것을 확인하였다. 이는 극관의 크기가 수축한다는 것을 의미한다. 또한 IMF Bz가 북쪽 방향(northward IMF Bz)인 경우와 남쪽 방향(southward IMF Bz)인 경우에 따라 극관이 이동하는 정도에 약간의 차이가 있음을 알 수 있었다. 그런데 통계적으로 볼 때 극관의 위도상 위치가 상당히 분산되어 있음을 알게 되었다. 즉, 가능한 극관의 위도 분포가 매우 넓은 영역에 걸쳐 있음을 말한다. 이러한 분산 현상은 극관의 위치를 결정하는데 여러 이유가 복합적으로 작용 할 수 있음을 시사한다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
• /
• v.36 no.1
• /
• pp.67.1-67.1
• /
• 2011

태양으로부터 날아오는 고에너지 하전 입자들은 인공위성이나 지구의 통신장비에 심각한 고장을 일으킬 수 있다. 이런 사고를 방지하기 위해서는 사전에 태양풍의 물리량을 알아내는 것이 중요하다. 이를 위해 inter planetary scintillation 현상을 이용하여 태양풍의 운동을 예보하는 시스템을 전파연구소와 협력하여 개발할 예정이다. 그 첫 단계로 이 시스템보다 작은 규모의 시제품을 만들어 동작을 입증하고자 한다. 이 시제품은 각각 16개의 다이폴 안테나로 구성된 타일 3개로 이루어져 있다. 다이폴 안테나들의 중심주파수는 350MHz이고, 대역폭은 약10MHz이다. 48개의 다이폴 안테나들의 총 집광면적은 약 30m2이고, 타일 내의 다이폴 안테나들을 나선형으로 배열해 grating lobe의 크기를 감소시켰다. 각 안테나에서 나오는 신호는 저 잡음의 LNA를 이용해 증폭하여 beam former로 인가된다. Beam former는 안테나에서 나오는 신호의 위상을 조절하고 합쳐서 약 15도 크기의 빔을 만들고 전자적으로 천체를 추적한다. Beam former에서 나온 신호는 수신기에서 저주파의 신호로 변환되는데, 국부발진기를 조절하여 radio frequency interference에 능동적으로 대처할 수 있도록 하였다. 수신기에서 나오는 아날로그 신호는 digitizer를 최대 107sps의 빠르기로 2바이트의 디지털 신호로 전환된다. Labview 프로그램을 사용하여 3개의 타일에서 나온 신호를 합성해서 태양 근처의 전파원을 추적하도록 하였다.

• The Bulletin of The Korean Astronomical Society
• /
• v.9
• /
• pp.8.2-8.2
• /
• 1984