• 대한전자공학회논문지
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• 제26권6호
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• pp.108-114
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• 1989

Hopfield 모델에 화소당 가주치를 도입하고 이를 최적화하여, 서로간에 상관관계가 높은 "0"에서 "9"까지의 10가지 숫자를 성공적으로 기억, 재생시킬 수 있는 $6{}8$ nodes 연상기억 시스템을 소개한다. 다른 많은 신경회로와는 달리, 이 모델은 "6","8","3","9"와 같이 상관관계가 매우 큰 영상에 대해서도 높은 오차 교정 능력을 가짐을 볼 수 있다. 화소당 가중치의 최적화 무제는 최소자승평균 오차 알고리듬에 기초한 적응학습 과정으로 볼 수 있으며, 이는 또한 Widrow-Hoff 신경회로로 구현 할 수 있다. 가중치 최적화 회로의 전기 . 광학적 구현을 위한 설계도 소개한다.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제9권1호
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• pp.41-51
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• 1992

근접쌍성 AO Can과 AW Cam을 1984년의 관측 계절에 소백산 천문대의 61cm 반사 망원경으로 광전 관측하였다. 이 두별의 관측으로 부터 AO Cam의 채 1 극심시각 l개와 AW Cam익 체 1 극심시각 3 개를 각각 구하였다. 여러 문헌으로 부터 수집한 이 두 별의 극심시각들을 이용하여 최소자송법으로 A0 Cam파 AW Cam의 새로운 광도요소를 구하였다. AO Cam의 공전주기는 1980년 10월(JD 2444520) 부터 1985년 2월 (JD 2446107)까지 일정하였다. 그러나 최근에 Mullis와 Faulkner (1991)가 발표한 AO Cam의 l개의 제2극심시각 (JD 2447864. 7879)은 우리가 새로 구한 광도요소와 약 +4.6분 ( (0.0032일)의 큰 차이가 난다. AO Carn의 극심시각의 앞으로의 관측은 이 별의 공전주기 변화 연구에 중요하다. AW Cam의 공전주기는 지난 1930년대 초 이래 현재짜지 약 60년 동안 P=$0^d.77134645$로 일정하다

• 천문학논총
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• 제30권3호
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• pp.821-832
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• 2015

NGC 1039 영역의 변광성 탐사로부터 7개의 ${\delta}$ Scuti형 변광성, 2개의 ${\gamma}$ Doradus형 변광성, 14개의 식쌍성 및 5개의 장지기형 불규칙 변광성을 찾았다. 이 중에서 3개를 제외한 나머지는 모두 새로 발견한 것이다. 이들 중 ${\delta}$ Scuti형 변광성 4개와 ${\gamma}$ Doradus형 변광성 2개 및 장주기형 불규칙 변광성 1개는 성단구성원일 가능성이 크다. 14개의 식쌍성 중에서 12개는 주기와 변광진폭 등을 구하였으며, 나머지 2개는 22일 관측 자료 중 하루치에서만 식 현상이 나타나서 EA형 식쌍성으로 보인다. B, V등급의 변광진폭을 같이 구한 식쌍성의 변광진폭비 $A_V/A_B$는 0.92이며, ${\delta}$ Scuti형 변광성의 결과를 이용한 0.75와 뚜렷이 구분된다. 5개의 장주기형 불규칙 변광성은 하나를 제외하고 나머지는 주기가 너무 길었고, 또한 주기성인지 알 수 없어서 밝기 변화만으로 변광성임을 알 수 있었다. 이 연구에서 찾은 변광성은 V등급이 10.84등급부터 16.30등급까지 분포하며, V등급의 변광진폭이 0.5등급 이상이면 16.3등급까지도 변광 여부를 확인할 수 있었다.

• 대한화학회지
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• 제28권4호
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• pp.210-216
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• 1984

MeOH-MeCN 혼합용매의 Taft용매 파라미터인 ${\pi}^{\ast}$(용매의 polarity-polarizability), ${\alpha}$(용매의 수소결합 주게 산도) 그리고 ${\beta}$(용매의 수소결합 받게 염기도)를 여러 지시약을 사용하여 분광용매화 비교법으로 구하였다. 또한 Swain의 용매 파라미터인 A(음이온을 용매화 시키는 척도)와 B(양이온을 용매화 시키는 척도)를 반응속도 자료를 이용하여 최소 자승법으로 구하였다. 용매 상수 ${\beta}$는 용매의 염기도에 의존하며 혼합용매의 MeOH 함량이 증가할 수록 $(MeOH)_n$의 기여에 의해 증가하는 것을 알 수 있었다. ${\pi}^*$는 용매의 쌍극자 모멘트에 의존하며 혼합용매의 MeCN 함량이 증가할 수록 ${\pi}^{\ast}$값도 커지며 ${\alpha}$는 MeOH의 수소결합주게 효과에 의해 혼합용매의 MeOH함량이 증가할 수록 크게 증가하는 것을 나타냈다. 앞서 보고된 반응들에 용매 파라미터를 적용하여 반응상수를 구하였으며 Taft의 반응상수 a, s와 Swain의 반응상수 a, b사이에는 용매 척도의 차이 때문에 서로 연관성이 없었다. 그러나 그들의 비인 a/s와 a/b는 서로 좋은 직선관계를 보여 주었으며 이들 반응상수 비를 이용하여 반응 메카니즘이나 치환기 변화 및 이탈기 변화에 미치는 용매효과를 논의 하였다.

• Current Optics and Photonics
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• 제1권2호
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• pp.107-112
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• 2017

An adaptive optics system can be simulated or analyzed to predict its closed-loop performance. However, this type of prediction based on various assumptions can occasionally produce outcomes which are far from actual experience. Thus, every adaptive optics system is desired to be tested in a closed loop on an optical test bench before its application to a telescope. In the close-loop test bench, we need an atmospheric simulator that simulates atmospheric disturbances, mostly in phase, in terms of spatial and temporal behavior. We report the development of an atmospheric turbulence simulator consisting of two point sources, a commercially available deformable mirror with a $12{\times}12$ actuator array, and two random phase plates. The simulator generates an atmospherically distorted single or binary star with varying stellar magnitudes and angular separations. We conduct a simulation of a binary star by optically combining two point sources mounted on independent precision stages. The light intensity of each source (an LED with a pin hole) is adjustable to the corresponding stellar magnitude, while its angular separation is precisely adjusted by moving the corresponding stage. First, the atmospheric phase disturbance at a single instance, i.e., a phase screen, is generated via a computer simulation based on the thin-layer Kolmogorov atmospheric model and its temporal evolution is predicted based on the frozen flow hypothesis. The deformable mirror is then continuously best-fitted to the time-sequenced phase screens based on the least square method. Similarly, we also implement another simulation by rotating two random phase plates which were manufactured to have atmospheric-disturbance-like residual aberrations. This later method is limited in its ability to simulate atmospheric disturbances, but it is easy and inexpensive to implement. With these two methods, individually or in unison, we can simulate typical atmospheric disturbances observed at the Bohyun Observatory in South Korea, which corresponds to an area from 7 to 15 cm with regard to the Fried parameter at a telescope pupil plane of 500 nm.