• 한국융합학회논문지
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• 제12권10호
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• pp.277-286
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• 2021

이 연구는 12주간 재활 운동프로그램이 어깨 불안정성을 가진 고등학교 야구선수들의 관절가동범위와 근력에 미치는 효과를 알아보기 위해 실시하였다. 어깨 불안정성이 있는 것으로 판명된 재활 운동군 12명과 정상 운동군 13명을 선정하였다. 12주간 재활운동 참가 전·후 내·외회전 관절가동범위는 공변량분석(ANCOVA)을 실시하였으며, 등속성 근력은 이원변량 분석(two-way ANOVA)을 실시하였으며, 통계적 유의수준은 p<.05로 설정 하였다. 관절가동범위는 불안정이 있는 우위측과 비-우위측 어깨의 경우 재활운동 전·후 내회전 ROM이 유의하게 증가했으며, Total ROM의 경우 불안정이 있는 우위측 어깨에서 재활운동 후 유의하게 증가했다. 등속성 근력의 경우 재활운동 후 내회전 근력이 각속도 180°/sec에서 유의하게 개선되었다. 본 연구 결과를 요약하면 12주간 재활운동 프로그램이 어깨 불안정성 환자의 ROM, 근력 개선에 효과적인 것으로 나타났다. 하지만 제한적 결과에 미루어 재활기간의 연장을 전제로 한 추가적 연구가 필요할 것으로 생각된다.

• 수산해양기술연구
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• 제37권4호
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• pp.275-284
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• 2001

본 연구에서는 제주대학교 실습선 아라호(G/T : 990tons)의 조종 성능을 파악하기 위하여 2000년 8월과 2001년 5월에 2회에 걸쳐 제주항 북방 3마일 해상에서 조타에 의한 선회성과 추종성 등의 조종성능을 실시한 결과는 다음과 같다. 1. 부표 방위반법으로 측정한 선회권의 크기에서 선회종거는 우현선회시가 198m, 좌현선회시가 192m로서 좌현선회시가 우현선회시보다 6m 작았으며, 또한, 선회경의 크기는 우현선회시가 194m, 좌현선회시가 188m로서 좌현선회시가 우현선회시 보다 6m 작았다. 2. DGPS 측위에 의한 선회권의 크기에서 선회종거는 우현선회시가 196m, 좌현선회시가 194m로서 좌현선회시가 우현선회시보다 2m 작았다. 또한, 선회경의 크기는 우현선회시가 194m, 좌현선회시 190m로서 좌현선회시가 우현선회시보다 4m 작았다. 3. 신조 시운전시 부표 방위반법에 의해 측정한 선회권의 크기와 2001년 5월에 DGPS 측위에 의하여 측정한 선회권의 크기를 비교해 본 결과, 선회종거는 DGPS 측위에 의한 선회권이 신조시운전시 선회종거보다 우현선회시가 1m 컸으며, 좌현선회시가 21m 작았다. 또한, 선회경의 크기는 우현선회시 16m, 좌현선회시 23m 작았다. 4. 선속 13k't로 전속 전진중 타각 $35^\circ$로 좌현 또는 우현으로 전타 했을 때 선회각 $180^\circ$에서 선속이 7.8k't이고 $360^\circ$선회시는 6.0k't가 되었으며, 소요 시간은 좌현선회시가 150초, 우현선회시가 156sec로 좌현선회시가 우현선회시보다 6초 짧았으며, 선회평균 각속도는 좌현선회시가 $2.4^\circ$/sec, 우현선회시가 $2.3^\circ$/sec였다. 5. 타각 $10^\circ$, $20^\circ$, $30^\circ$ Z시험에서 선회성지수 K와 추종성지수 T는 각 각 선회성지수는 1.24, 1.45, 1.65였으며, 추종성지수는 각 각 0.33, 0.20, 0.14가 되어 $30^\circ$인 경우가 $10^\circ$, $20^\circ$ Z시험에서 보다 선회성지수 K는 크고, 추종성지수 T는 작아서 대각도 조타일 때가 소각도 조타일 때 보다 조종성능이 양호하였다.

• 천문학회지
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• 제29권spc1호
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• pp.63-64
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• 1996

The nature of distant faint blue field galaxies remains a mystery, despite the fact that much attention has been devoted to this subject in the last decade. Galaxy counts, particularly those in the optical and near ultraviolet bandpasses, have been demonstrated to be well in excess of those expected in the 'no-evolution' scenario. This has usually been taken to imply that galaxies were brighter in the past, presumably due to a higher rate of star formation. More recently, redshift surveys of galaxies as faint as B$\~$24 have shown that the mean redshift of faint blue galaxies is lower than that predicted by standard evolutionary models (de-signed to fit the galaxy counts). The galaxy number count data and redshift data suggest that evolutionary effects are most prominent at the faint end of the galaxy luminosity function. While these data constrain the form of evolution of the overall luminosity function, they do not constrain evolution in individual galaxies. We are carrying out a series of observations as part of a long-term program aimed at a better understanding of the nature and amount of luminosity evolution in individual galaxies. Our study uses the luminosity-linewidth relation (Tully-Fisher relation) for disk galaxies as a tool to study luminosity evolution. Several studies of a related nature are being carried out by other groups. A specific experiment to test a 'no-evolution' hypothesis is presented here. We have used the AUTOFIB multifibre spectro-graph on the 4-metre Anglo-Australian Telescope (AAT) and the Rutgers Fabry-Perot imager on the Cerro Tolalo lnteramerican Observatory (CTIO) 4-metre tele-scope to measure the internal kinematics of a representative sample of faint blue field galaxies in the red-shift range z = 0.15-0.4. The emission line profiles of [OII] and [OIII] in a typical sample galaxy are significantly broader than the instrumental resolution (100-120 km $s^{-l}$), and it is possible to make a reliable de-termination of the linewidth. Detailed and realistic simulations based on the properties of nearby, low-luminosity spirals are used to convert the measured linewidth into an estimate of the characteristic rotation speed, making statistical corrections for the effects of inclination, non-uniform distribution of ionized gas, rotation curve shape, finite fibre aperture, etc.. The (corrected) mean characteristic rotation speed for our distant galaxy sample is compared to the mean rotation speed of local galaxies of comparable blue luminosity and colour. The typical galaxy in our distant sample has a B-band luminosity of about 0.25 L$\ast$ and a colour that corresponds to the Sb-Sd/Im range of Hub-ble types. Details of the AUTOFIB fibre spectroscopic study are described by Rix et al. (1996). Follow-up deep near infrared imaging with the 10-metre Keck tele-scope+ NIRC combination and high angular resolution imaging with the Hubble Space Telescope's WFPC2 are being used to determine the structural and orientation parameters of galaxies on an individual basis. This information is being combined with the spatially resolved CTIO Fabry-Perot data to study the internal kinematics of distant galaxies (Ing et al. 1996). The two main questions addressed by these (preliminary studies) are: 1. Do galaxies of a given luminosity and colour have the same characteristic rotation speed in the distant and local Universe? The distant galaxies in our AUTOFIB sample have a mean characteristic rotation speed of $\~$70 km $s^{-l}$ after correction for measurement bias (Fig. 1); this is inconsistent with the characteristic rotation speed of local galaxies of comparable photometric proper-ties (105 km $s^{-l}$) at the > $99\%$ significance level (Fig. 2). A straightforward explanation for this discrepancy is that faint blue galaxies were about 1-1.5 mag brighter (in the B band) at z $\~$ 0.25 than their present-day counterparts. 2. What is the nature of the internal kinematics of faint field galaxies? The linewidths of these faint galaxies appear to be dominated by the global disk rotation. The larger galaxies in our sample are about 2"-.5" in diameter so one can get direct insight into the nature of their internal velocity field from the $\~$ I" seeing CTIO Fabry-Perot data. A montage of Fabry-Perot data is shown in Fig. 3. The linewidths are too large (by. $5\sigma$) to be caused by turbulence in giant HII regions.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제26권2호
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• pp.141-156
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• 2009

근접촉쌍성 XZ CMi의 BV 측광관측을 수행하여 새로운 광도곡선과 총 7개의 극심시각을 획득하였다. 관측한 극심시각과 지금까지 발표된 극심시각을 수집하여 XZ CMi의 궤도 공전주기를 분석한 결과, 이 쌍성계의 공전주기가 지난 70년간 영년 주기감소와 더불어 규칙적으로 변화함을 확인하였다. 규칙적인 변화를 제3천체에 의한 광시간 효과로 가정하여 0.0056일의 진폭, 약 29년의 주기, 그리고 0.71의 궤도이심율의 광시간 궤도를 결정하였다. 관측된 영년 주기감소($-5.26{\times}10^{-11}d/P$)를 자기제동 항성풍의 각운동량 손실에 의한 주기감소($-8.20{\times}10^{-11}d/P$)와 질량이 작은 반성에서 주성으로 질량 이동에 의한 주기 증가($2.94{\times}10^{-11}d/P$)가 동시에 일어나는 것으로 해석하였다. 이런 관점에서 AML에 의한 주기감소율은 질량 이동에 의한 공전주기 증가율보다 그 크기가 약 3배 정도 크며, 반성에서 년간 $3.21{\times}10^{-8}M_{\odot}$의 질량이 주성으로 이동된다. 관측된 BV 광도곡선을 최근의 Wilson & Devinney 쌍성코드로 주성의 온도를 달리하는 두가지 모형(8200K와 7000K)을 상정하여 분석하였다. 두가지 모형 해 모두 XZ CMi가 반성이 로쉬 로브를 채웠으나, 주성은 아직 로쉬 로브를 채우지 않은 근접촉 쌍성임과 약 15-17%의 제3광도가 이 계에 있음을 보여준다. 그러나, 제3광도를 내는 천체가 주기연구에서 제안한 제3천체와 동일 천체가 아닌 것은 확실하다. 두 모형의 $\sum(O-C)^2$의 차이는 너무 미미하여, 현 시점에서 어느 해가 더 관측치를 잘 맞추는 지를 가릴 수는 없었다. 그간 연구자간에 불일치하였던 질량비의 다양성 문제는 아직도 풀리지 않는 숙제로 남아있다. 이를 해결하기 위해서 분광시선속도곡선과 스펙트럼의 관측과 더불어 정밀 측광관측이 필요하다.