• 한국운동역학회지
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• 제19권1호
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• pp.77-85
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• 2009

본 연구는 배드민턴 드라이브 동작의 원리와 현상을 이해함은 물론 운동 시 정확한 동작을 유도하여 상해예방 및 기술향상을 기할 수 있도록 기초자료를 제공하고자 하였다. 라헤드의 이동변위는 모든 연구대상자들에게서 비슷한 패턴으로 나타났지만 다소 차이가 나타난 이유로는 신장, 상완과 전완의 길이, 스윙괘적의 개인적인 성향의 등 외부적인 요인에 의한 결과로 사료된다. 국면별 상지관절의 각도를 살펴보면 어깨 관절, 팔꿈치 관절, 손목 관절의 각도는 드라이브 동작을 수행함에 있어 서로 유기적인 관계로 얽혀 있으며 근위에서 원위로 힘의 전달을 한다는 분절 순서이론도 뒷받침하고 있다. 상지관절의 각속도는 연구대상자 모두에서 임팩트 이후 팔로우스루 동작에서도 크게 나타났는데 이는 배드민턴과 같은 라운동에서 팔로우스루의 중요도를 나타내는 것을 의미한다. 이 팔로우스루 동작은 자세의 안정성 유지, 동작의 자세교정, 관절의 상해예방이라는 측면에서 라운동 시 중요요소로 작용하고 있음을 보여주고 있다. 종합해보면 분절의 순서이론에 따른 스윙이 이루어져야 효율적인 동작을 할 수가 있을 것으로 판단된다.

• 대한소아치과학회지
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• 제25권1호
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• pp.209-224
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• 1998

The purpose of this study was to compare the amount of calcium fluoride deposited on the enamel and dentin surface and to obtain information on the morphological change and crystallographic details of mineral deposition after 12,000ppm APF application in vitro. The bovine enamel and dentin blocks were randomly assigned to eight groups according to artificial caries lesion formation and difference of fluoride application time. The fluoride concentration and morphological characteristics on the treated enamel and dentin surface were investigated by using fluoride quantitative analysis and SEM. The powdered enamel and dentin of the intact bovine incisors were prepared for the X-ray diffraction analysis. The following results were obtained. 1. The amounts of KOH-soluble fluoride on the carious enamel and dentin surface after 24h APF application were higher than after only 5min APF application(p<0.05), but in the case of the sound enamel and dentin surface were similar after 5min and 24h application (P>0.05). The fluoride content was highly increased in the carious dentin as compared with sound dentin after APF application(P<0.05). 2. The carious enamel surface after APF application, the demineralized enamel surface were recovered a more dense enamel surface and precipitation of crystal was observed a distintive surface layer of spherical globules of about 1 m diameter. In the case of the fluorided carious dentin surface, precipitation of calcium fluoride-like material was deposited both inside the dentinal tubules as well as in the intertubular regions. 3. The crystallographic structure of powdered enamel and dentin after 24h APF application had large crystallities of apatite and CaF2 diffraction peaks in the enamel as compared with dentin. The diffraction data collected from the 27.50-29.50(2) angular range of the powdered enamel, the (105) apatite, (225) apatite and (111) CaF2 peaks of the enamel crystallities were detected after 24h APF application.

• 한국조경학회지
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• 제51권2호
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• pp.1-11
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• 2023

수목의 파손은 주변 재산과 생명에 치명적인 위험을 초래한다. 특히, 도복으로 인한 위험은 피해범위가 넓고, 충격의 강도가 높기 때문에 선제적으로 대응하는 것이 중요하다. 이에 도복 시 예상되는 잠재적 위험범위를 산정하거나 위험등급을 평가한 시도가 있었지만, 구체적인 물리량으로 위험을 정량화하지 못하였다. 또한, 수목과 피해대상의 형상을 입체적으로 반영하지 못했다는 아쉬움이 있다. 본 연구는 수목의 도복 시 발생할 수 있는 위험범위와 충격량을 정량적, 입체적으로 예측하기 위한 기법의 개발을 목적으로 하였다. 주요 결과는 다음과 같다. 첫째, 수목의 도복 시 발생하는 위험범위와 충격량 산출식을 정립하였다. 위험범위 산출 시 수목이 쓰러져 미끄러지는 가능성을 반영해 수고의 1.5배를 반경으로 하는 원의 내부 범위로 확대하여 계산하였다. 수목의 기울기에 따라 직립으로 생육하는 수목은 근원부를 중심으로 360° 범위, 기울어져 생육하는 수목은 기운 방향에서 180° 범위로 설정하였다. 충격량은 충돌이 발생하기 직전 수목의 나중운동량이 피해대상에 전달되는 현상을 이용해 산출하였다. 또한, 수목이 쓰러질 때 근원부를 기점으로 회전운동 하는 것을 반영해 각운동량을 산출하였으며, 이를 선운동량으로 전환하여 충격량을 계산하였다. 둘째, Rhino3D와 Grasshopper를 이용하여 위험범위, 충격량 산출 알고리즘을 개발하였다. 알고리즘은 3차원 모델 제작, 산출, 조회 기능으로 구성하였다. 3차원 모델은 Rhino3D를 이용하여 지형, 건물, 수목의 형상을 입체적 모델로 제작하였고, 이를 Grasshopper에 연결하여 공간정보를 구축하였다. 산출 기능에서는 산출식을 활용하여 알고리즘을 코딩하였다. 산출 시 수고, 기울기, 중량 등 수목의 생육 정보와 인접수목, 피해대상, 분석범위 등 주변 환경을 고려하였다. 조회 기능에서는 산출 결과를 종합하여 3차원 모델에 가시화하였다. 산출값에 따라 색상으로 구분하여 위험수목과 위험구역을 효율적으로 판단하였다. 본 연구는 수목의 도복 시 발생하는 잠재적 위험범위와 충격량을 정량적으로 산출하고, 이를 가시화하여 우선관리가 필요한 대상을 효율적으로 판단하는 방법을 제시하였다. 이는 도복 발생 시, 주변 건물과 관람객의 안전을 위한 대책 수립 및 재난 예방의 기초자료로 활용될 수 있을 것이다. 또한, 도심지와 공원, 문화재구역에서 명확한 기준 없이 진행되는 수목의 제거를 방지하는데 기여할 것이다.

• 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.