• 천문학논총
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• 제26권4호
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• pp.141-146
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• 2011

In the region of the open cluster M48 (NGC 2548), time-series BV CCD images were taken for 22 nights from February 28 in 2008 to March 17 in 2011. From this observation, we found 10 new variable stars. They include five eclipsing binaries, an RR Lyrae, two ${\delta}$ Scuti, and two semi-periodic and/or slow irregular type variable stars. We fail to find the member stars of the open cluster among the 10 variable stars.

• 천문학논총
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• 제25권2호
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• pp.31-49
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• 2010

Next to Paper I (Jeon 2009a), time-series BV CCD images of the open cluster M38 were taken for 4 nights on December, 2009. The observations have been carried out for total 27 nights. In addition to the 20 variable stars in the Paper I, the discovery of 44 new variable stars has been presented in this paper: $6{\delta}$ Scuti stars, $2{\gamma}$ Doradus stars, 18 eclipsing binaries and 18 semi-long periodic and/or slow irregular type variable stars. For the V photometry of the ${\delta}$ Scuti and ${\gamma}$ Doradus stars, multi-frequency analysis was performed using the Discrete Fourier Transform and linear least-square fitting. The period search for the eclipsing binaries and the semi-long periodic and/or slow irregular type variable stars was performed by phase fitting method. As a result, the periods for 23 variable stars among the 44 ones were defined.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제21권4호
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• pp.249-262
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• 2004

구상성단 NGC 6934의 밝은 거성 종족에 의한 중심부의 역학적 세부구조의 변화를 알아보기 위해서 NGC 6934의 BV 영상에 점광원 함수 측광과 표면측광을 실시하여, 성단 내 구성별들의 종족에 대한 성단 중심으로부터 타원률과 위치각의 변화를 얻었다. 타원률과 위치각의 전체적인 변화를 살펴보면 $r_{\eff}<3r_h$ 영역에서, 타원률은 $0.02{\sim}0.08$ 범위의 변화를 보이며, 위치각은 $-90^{\circ}{\sim}+90^{\circ}$ 범위에서 큰 변화 폭을 가지는 것으로 나타났다. 각 거성 종족의 제거에 따른 타원률과 위치각의 변화로부터, 성단의 $r_{\eff} 영역에서 가장 밝은 거성들(b-RGB)이 성단의 역학적 구조에 큰 영향을 미치고 있음을 알 수 있었다. 이 영역에서 b-RGB를 제외한 다른 거성 종족에 의한 타원률과 위치각의 변화는 밝은 거성 종족에 의한 변화에 비해 작게 나타났으며, 단, 위치각의 경우 어두운 거성(f-RGB)에 의한 역학적 세부구조 변화를 볼 수 있었다. $r_h영역에서는 수평계열 종족(RHB, BHB)과, f-RGB에 의한 $r_{eff}{\sim}60\;arcsec$ 근처의 타원률 및 위치각의 변화를 확인 하였다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제28권2호
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• pp.109-116
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• 2011

The first presented BV light curves of BH UMa confirmed Krajci's (2005) result that BH UMa is an RR Lyr star that belongs to the RRc subgroup. The light curves showed a slight asymmetry of D = 0.453 with an amplitude of about $0.^m58$ in B, $0.^m47$ in V, and $0.^m11$ in B-V and with a small hump between $0.^p82$ and $0.^p86$. We determined nine new times of minimum light and eight times of maximum light. We also analyzed all of the available unanalyzed minimum timings and found for the first time that the period of BH UMa has varied dramatically in at least three independent sinusoidal ways superposed on a secularly downward parabola over 66 years. The secular period decreasing rate was obtained as $6.^d684{\times}10^{-8}y^{-1}$, corresponding to -0.58 s/century. The semi-amplitude and period for each of the three sinusoidal variations were ($0.^d058$, $14.^y44$), ($0.^d044$, $9.^y98$), and ($0.^d005$, $0.^y97$), respectively. It is uncertain whether the periodicity for the shortest period of $0.^y97$ is real or spurious. The secular period decrease, well consistent with those of the other RRc stars, could be considered as a natural result of the evolution of the BH UMa system. The two possible sinusoidal terms were interpreted as both two light-time effects due to two additional bodies orbiting BH UMa and combinations of random fluctuations in the pulsation period of BH UMa. Two interpretations were shortly discussed with related parameters.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제16권2호
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• pp.91-104
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• 1999

We use BV CCD images to investigate the reality of the color gradient within a King type globular cluster NGC 7089. Surface photometry shows that there is a strong radial color gradient in the central region of the cluster in the sense of bluer center with the amplitude of ~0.39 $\pm$ 0.07 mag/$arcsec^2$ in (B - V). In the outer region of the cluster, however, the radial color gradient shows a reverse case, i.e., redder toward the center. (B - V) color profile which was derived from resolved stars in VGC 7089 field also shows a significant color gradient in the central region of the clusters, indicating that lights from the combination of red giant stars and blue horizontal branch stars cause the radial color gradient. Color gradient of the outer region of NGC 7089 may be due to the unresolved background of the cluster. Similar color gradients in the central area of clusters have been previously observed exserved exclusively in highly concentrated systems classified as post core collapse clusters. We caution, however, to confirm the reality of the color gradient from resolved stars, we need more accurate imaging data of the cluster with exceptional seeing condition because the effect of completeness correlates with local density of stars.

• 천문학논총
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• 제31권3호
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• pp.43-56
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• 2016

Through time-series BV CCD photometry of the open cluster NGC 225 region, we have detected 30 variable stars including 22 new ones. They are five ${\delta}$ Scuti-type variable stars, a slowly pulsating B star, six eclipsing binary stars and 18 semi-long periodic or slow irregular variables, respectively. We have performed multiple-frequency analysis to determine pulsation frequencies of the ${\delta}$ Scuti-type stars and a slowly pulsating B star, using the discrete Fourier transform and linear least-square fitting methods. We also have derived the periods and amplitudes of 6 eclipsing binaries and a long-period variable star from the phase fitting method, and presented the light curves of all variable stars. A slowly pulsating B star is a member of NGC 225, but ${\delta}$ Scuti-type stars are not members from the positions in the color-magnitude diagram and the radial distancies from the center of the cluster. From Dias et al. (2014, A&A, 564, 79), only three variable stars including the slowly pulsating B star are members of clusters: two are in NGC 225 and one is in Stock 24. But a variable star in Stock 24 is not a member of the cluster because of its position of color-magnitude diagarm.

• 천문학회지
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• 제49권6호
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• pp.295-306
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• 2016

We present the results of BV time-series photometry of the globular cluster NGC 288. Observations were carried out to search for variable stars using the Korea Microlensing Telescope Network (KMTNet) 1.6-m telescopes and a 4k pre-science CCD camera during a test observation from August to December, 2014. We found a new SX Phe star and confirmed twelve previously known variable stars in NGC 288. For the semi-regular variable star V1, we newly determined a period of 37.3 days from light curves spanning 137 days. The light-curve solution of the eclipsing binary V10 indicates that the system is probably a detached system. The pulsation properties of nine SX Phe stars were examined by applying multiple frequency analysis to their light curves. We derived a new Period-Luminosity (P-L) relation, ${\langle}M_V{\rangle}=-2.476({\pm}0.300){\log}P-0.354({\pm}0.385)$, from six SX Phe stars showing the fundamental mode. Additionally, the period ratios of three SX Phe stars that probably have a double-radial mode were investigated; $P_{FO}/P_F=0.779$ for V5, $P_{TO}/P_{FO}=0.685$ for V9, $P_{SO}/P_{FO}=0.811$ for V11. This paper is the first contribution in a series assessing the detections and properties of variable stars in six southern globular clusters with the KMTNet system.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제21권3호
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• pp.181-190
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• 2004

구성상단 M5의 역학적 세부구조를 BV영상에 대한 점광원 측광과 타원 맞추기 표면 측광에 의한 타원률과 위치각의 변화로부터 알아보았다. 전체적으로 M5는 성단의 중심부로부터 거리에 대한 타원률과 위치각이 일정하지 않고 지속적으로 변화하고 있음을 알 수 있었다. 즉, M5의 중심으로부터 반광도 밝기($r_h$)의 약 3배에 이르기 까지, 타원률은 $0.005\~0.25$의 변화를 보이며, 위치각은 $75^{\circ}\~-75^{\circ}$의 변화를 나타낸다. 항성 종족 차이에 의한 역학적 세부구조의 변화에 있어서 M5의 $\~r_h$ 바깥 영역은 거성들의 종족 차이에 의한 효과느? 거의 없음을 알 수 있었다. 그러나 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서는 매우 밝은 적색거성 또는 붉은 수평계열성들에 의한 역학적 세부구조의 변화가 나타나는데, 특히 매우 밝은 적색거성들에 의한 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서 구상성단 M5의 역학적 세부구조의 변화는 전체 종족을 포함하는 M5의 역학적 구조에 비하여, 타원률의 경우 최대 약 0.1, 그리고 위치각의 경우 최대 약$100^{\circ}$에 이르는 비교적 큰 변화를 보임을 알 수 있었다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제19권3호
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• pp.187-196
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• 2002

2000년 11월부터 2001년 5월까지 총 16일간 맥동 식쌍성 Y Carn을 소백산천문대의 61cm 망원경에 부착된 단일 V 필터로 CCD 측광을 수행하였다. 새롭게 얻은 V 광도곡선과 Broglia & Marin(1974)의 BV 광도곡선을 Wilson-Devinney 방법의 Mode 2(분리형)와 Mode 5(준분리형)으로 분석하였다. 분석 결과는 다음과 같다. 1) 광도곡선 분석만으로는 분리헝과 준분리형의 Roche 모형 중 어느 것이 Y Cam의 진실한 Roche 모형인가를 가려낼 수가 없다. 2) Y Cam의 B광도곡선에는 삼체의 광도가 약 2%, V광도곡선에는 약 3% 존재한다. 3) Y Cam의 주성에서 발생하는 맥동에 의한 밝기 변화는 광도곡선 해에 거의 영향을 주지 않으나, 맥동을 고려하였을 경우 분리형 모델이 준분리형 모델보다 약간 더 관측치를 잘 맞춘다. 4) 분리형과 준분리형 각각에 대해 Y Cam의 절대물리량을 계산하였다.

• 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.