• 천문학회보
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• 제41권1호
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• pp.54.3-55
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• 2016

DEEP-South Scheduling and Data reduction System (DS SDS) consists of two separate software subsystems: Headquarters (HQ) at Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI), and SDS Data Reduction (DR) at Korea Institute of Science and Technology Information (KISTI). HQ runs the DS Scheduling System (DSS), DS database (DB), and Control and Monitoring (C&M) designed to monitor and manage overall SDS actions. DR hosts the Moving Object Detection Program (MODP), Asteroid Spin Analysis Package (ASAP) and Data Reduction Control & Monitor (DRCM). MODP and ASAP conduct data analysis while DRCM checks if they are working properly. The functions of SDS is three-fold: (1) DSS plans schedules for three KMTNet stations, (2) DR performs data analysis, and (3) C&M checks whether DSS and DR function properly. DSS prepares a list of targets, aids users in deciding observation priority, calculates exposure time, schedules nightly runs, and archives data using Database Management System (DBMS). MODP is designed to discover moving objects on CCD images, while ASAP performs photometry and reconstructs their lightcurves. Based on ASAP lightcurve analysis and/or MODP astrometry, DSS schedules follow-up runs to be conducted with a part of, or three KMTNet telescopes.

• 천문학논총
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• 제30권2호
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• pp.205-209
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• 2015

The Eclipsing Binaries Minima (BIMA) Monitoring Project is a CCD-based photometric observational program initiated by Bosscha Observatory - Lembang, Indonesia in June 2012. Since December 2012 the National Astronomical Research Institute of Thailand (NARIT) has joined the BIMA Project as the main partner. This project aims to build an open-database of eclipsing binary minima and to establish the orbital period of each system and its variations. The project is conducted on the basis of multisite monitoring observations of eclipsing binaries with magnitudes less than 19 mag. Differential photometry methods have been applied throughout the observations. Data reduction was performed using IRAF. The observations were carried out in BVRI bands using three different small telescopes situated in Indonesia, Thailand, and Chile. Computer programs have been developed for calculating the time of minima. To date, more than 140 eclipsing binaries have been observed. From them 71 minima have been determined. We present and discuss the O-C diagrams for some eclipsing binary systems.

• 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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• 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.