• 한국진공학회지
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• 제19권4호
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• pp.281-286
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• 2010

스핀코팅 방법으로 제작된 ZnO 박막의 두께에 따른 구조적 및 광학적 특성에 관한 연구를 수행하였다. ZnO 박막의 두께가 두꺼워짐에 따라 줄무늬 모양의 폭과 밀도가 증가하고, 두께가 450 nm 일 때 줄무늬 모양은 사라지며 표면이 매끄러워졌다. ZnO 박막의 표면이 매끄러워졌을 때 orientation factor ${\alpha}_{(002)}$가 급격히 증가하였고, (002) 회절 피크의 FWHM (full width at half maximum)는 감소하였다. ZnO 박막의 NBE (near-band edge emission) 피크의 위치는 두께와 표면 형태의 영향을 거의 받지 않았으나, 매끄러운 표면을 갖는 ZnO 박막의 DLE (deep level emission) 피크의 위치는 청색편이 하였다. ZnO 박막의 두께가 증가함에 따라 DLE 피크에 대한 NBE 피크의 발광세기 비율이 증가하는 경향을 보였고, NBE 피크의 FWHM은 감소하는 경향을 보였다.

• 한국습지학회지
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• 제21권2호
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• pp.95-101
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• 2019

식생이 없는 갯벌에서 메탄($CH_4$) 플럭스는 배출과 흡수 양상을 보인다. 특히 메탄영양세균 개체군은 메탄 흡수에 상당한 영향을 준다. 본 예비연구는 거대 무척추 동물의 서식활동(bioturbation) 영향을 이해하기 위해 원형 밀폐 챔버 방법을 사용하여 갯벌에서 메탄 플럭스를 조사하였다. 챔버는 십각목(decapoda)의 mud shrimp(Laomedia astacina)와 crab(Macrophthalmus japonicas) 서식굴에 약 2시간 동안 배치되었고, 메탄과 이산화탄소($CO_2$) 농도는 밀폐된 $CH_4/CO_2$ 확산 플럭스 관측 장비를 사용하여 지속적으로 모니터링 되었다. 서식굴 길이가 긴 Laomedia astacina 위치에서는 깊은 퇴적층의 메탄 방출 때문에 상대적인 높은 수준의 메탄 발생을 일으킨 것으로 나타났다. 또한, 서식굴 퇴적물에서 발견되는 메탄영양세균 개체군은 메탄 산화(oxidation) 잠재력을 나타냈다. 특히 서식굴 내 아질산염 관련 혐기성 산화(anaerobic oxidation of methane, AOM)가 확인되었다. 이러한 메탄 산화 발생은 챔버 실험 동안 이산화탄소의 탄소 안정동위원소비(${\delta}^{13}C$) 감소로 뒷받침되었다. 따라서 갯벌에서 무척추 동물의 서식활동은 대기 중 메탄 농도를 제어할 수 있는 중요한 생태계 환경으로 보인다.

• 한국진공학회지
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• 제18권2호
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• pp.127-132
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• 2009

Sb에 기초한 응력 초격자 적외선검출소자의 구성 물질인 도핑하지 않은 기판 GaSb 결정과 GaSb/SI-GaAs 박막에 잔존하고 있는 진성결함 (intrinsic defect)을 비교 조사하였다. 상온 근처 (250 K)까지 광여기 발광 (PL)을 보이는 GaSb 결정에서의 발광 에너지의 온도의존성으로부터, 밴드갭 에너지에 관한 경험식인 Varshni 함수의 파라미터 ($E_o$, $\alpha$, $\beta$)를 결정하였다. GaAs 기판 위에 성장된 이종 GaSb 박막에서는 GaSb 주요 진성결함으로 알려져 있는 29 meV의 이온화 에너지를 가지는 위치반전 (antisite) Ga ([$Ga_{Sb}$]) 결함과 함께 위치반전 Sb ([$Sb_{Ga}$])와의 복합결함 ([$Ga_{Sb}-Sb_{Ga}$])과 관련된 것으로 분석된 732/711 meV의 한 쌍의 깊은준위 (deep level)가 관측되었다. PL의 온도 및 여기출력 의존성을 분석하여, Sb-rich상태에서 성장된 GaSb 박막에서는 잉여 Sb의 자발확산 (self-diffusion)에 의하여 치환된 위치전도 [$Ga_{Sb}$] 및 [$Sb_{Ga}$]가 결합하여 [$Ga_{Sb}-Sb_{Ga}$]의 깊은준위를 형성하는 것으로 해석되었다.

• 터널과지하공간
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• 제17권2호
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• pp.128-138
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• 2007

상대적으로 저심도에 건설되는 암반구조물의 경우 단층이나 절리 등 암반 내 존재하는 불연속면이 굴착 후 생성된 경계면과의 교차에 의해 구조적인 형태의 파괴가 지배적으로 발생하나, 고심도에 건설되는 경우 높은 현지응력과 굴착에 따른 유도응력으로 인해 공동 경계면에서 스폴링이나 슬래빙과 같은 취성파괴가 발생할 수 있다. 취성파괴는 암반구조물의 안정성을 약화시키는 주된 원인으로, 고심도 영역에서 암반구조물의 안정성을 확보하기 위하여 응력조건에 따라 발생하는 취성파괴의 개시시점, 파괴수준 및 파괴범위 등과 같은 파괴특성이 규명되어야 한다. 본 연구에서는 고심도의 암반구조물에서 발생할 수 있는 취성파괴의 파괴수준 및 개시시점과 재하응력사이의 관계를 정량적으로 평가하고자 진삼축 응력조건을 구현할 수 있는 모형실험장치를 설계, 제작하여 여러 응력조건에서 모형실험을 수행하였다. 공동주변에서 발생한 파괴수준을 육안관찰과 미소파괴음 발생양상에 의해 3단계로 구분하고, 진삼축 응력조건에 따라 제시하였다. 그 결과 파괴수준은 공동단면에 작용하는 재하응력$(S_v,\;S_{H2})$ 뿐 아니라 공동 축에 평행한 재하응력 $S_{H1}$에 영향을 받으며, $S_{H1}$와 $S_{H2}$의 크기가 증가할수록 동일한 $S_v$에서 파괴수준은 감소하였다. 파괴개시점 역시 $S_{H1}$와 $S_{H2}$의 증가에 따라 파괴개시를 위한 응력수준은 증가하였으며, 다중회귀분석을 통해 파괴개시시점과 진삼축 응력조건의 관계식을 도출하였다.

• 한국전기전자재료학회논문지
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• 제24권10호
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• pp.839-843
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• 2011

ZnO nanostructures were developed on a Si (100) substrate from powder mixture of ZnO and 5 mol% Pd (ZP-5) as reactants by ${\times}$ sccm oxygen pressures(x= 0, 10, 20, 40). DTA (differential thermal analysis) result shows the Pd(5 mol%)+ZnO mixtured powder(PZ-5) is easily evaporated than pure ZnO powder. The PZ-5 mixtured powder was characterized by DTA to determine the thermal decomposition which was found to be at $800^{\circ}C$, $1,100^{\circ}C$. Weight loss(%) and ICP (inductively coupled plasma) analysis reveal that Zn vaporization is decreased by increased oxygen pressures from the PZ-5 at $1,100^{\circ}C$ for 30 mins. Needle-like ZnO nanostructures array developed from 10 sccm oxygen pressure, was well aligned vertically on the Si substrate at $1,100^{\circ}C$ for 30 mins. The lengths of the Needle-like ZnO nanostructures is about 2 ${\mu}m$ with diameters of about 65 nm. The developed ZnO nanostructures exhibited growth direction along [001] with defect-free high crystallinity. It is considered that Zn vaporization is responsible for the growth of Needle-like ZnO nanostructures by controlling the oxygen pressures. The photoluminescence spectra of ZnO nanostructures exhibited stronger 376.7 nm NBE (near band-edge emission) peak and 529.3 nm DLE (deep level energy) peak.

• 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.