• Journal of Radiation Protection and Research
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• 제23권3호
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• pp.139-147
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• 1998

목적 : 환자를 통과한 투과선량으로부터 알고리즘을 이용하여 종양선량을 계산하는 새로운 개념의 온라인 선량측정시 인체 조직내의 폐 등 불균질조직의 존재는 인체내 종양선량 및 투과선량에 영향을 미친다. 인체내에 불균질조직이 존재하는 경우 측정된 투과선량으로부터 종양선량 환산시 밀도를 이용한 보정의 정확도를 확인하기 위하여 실험을 시행하였다. 방법: 폐조직의 밀도와 유사한 재질인 코르크 (밀도 $0.202\;gm/cm^3$) 팬톰 (CP) 과 연부조직의 밀도와 유사한 재질인 폴리스티렌 (밀도 $1.040gm/cm^3$) 팬톰 (PP)을 사용하였으며 인체의 흥부와 유사한 조건에서 측정하였다. 즉 흥부에 방사선이 전후 방향에서 조사될 경우에 해당하는 팬톰은 3cm 두께의 PP을 CP 상하에 위치하였으며 CP의 두께는 5, 10, 20cm 으로 하였다. 흥부에 방사선이 측면에서 조사되는 경우에 해당하는 팬톰은 중앙에 종격동에 해당하는 6cm 두께의 PP 을 위치하고 좌우에 10cm 두께의 CP 을 위치하였으며 그 외측에 다시 3 cm 두께의 PP 을 위치하였다. 4 MV, 6 MV 및 10 MV X 선을 사용하였으며 조사면의 크기는 $3{\times}3$ 내지 $20{\times}20cm$의 범위, 팬톰-전리함간 거리 (phantom-chamber distance, PCD) 는 10-50 cm 으로 하였다. 또한 두 물질에 대한 밀도차를 이용하여 CP 과 동일한 방사선 감쇄를 나타낼 것으로 예상되는 두께의 PP 을 CP 대신 위치하여 동일한 방법으로 측정하여 비교하였다. 결과: 밀도를 이용하여 보정한 CP 와 등가두께의 PP 을 사용한 경우의 투과선량은 CP 을 사용한 경우에 비하여 CP 의 두께 5cm 인 경우 4, 6, 10MV에서 각각 평균 0.18(${\pm}0.27$) %, 0.10(${\pm}0.43$) %, 0.33(${\pm}0.30$) %의 오차를 보였다. CP 의 두께 10cm 인 경우에는 에너지별로 0.23(${\pm}0.73$) %, 0.05(${\pm}0.57$) %, 0.04(${\pm}0.40$) %, 20cm 인 경우에는 0.55(${\pm}0.36$) %, 0.34(${\pm}0.27$) %, 0.34(${\pm}0.18$) % 의 오차를 보였다 중간에 6 cm 의 PP 을 위치한 경우에는 에너지별로 1.15(${\pm}1.86$) %, 0.90(${\pm}1.43$)%, 0.86(${\pm}1.01$)% 의 오차를 나타내었다. 이 경우에는 PCD 10 cm 의 경우에 비교적 큰 오차를 보였으며 PCD 10 cm 인 경우를 제외하면 에너지별로 0.47(${\pm}1.17$) %, 0.42(${\pm}0.96$) %, 0.55(${\pm}0.77$0.77) % 의 오차로 크게 감소하였다. 결론: 방사선이 통과하는 경로에 불균질조직인 폐가 존재할 경우에도 불균질조직에 대하여 조직의 밀도를 이용하여 보정하는 방법을 사용하여 투과선량으로부터 종양선량을 계산할 수 있음을 알 수 있었다.

• 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.

• 지질공학
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• 제23권3호
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• pp.201-216
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• 2013

지하수면과 불포화대의 수분 포화도가 지하투과레이더(GPR) 신호에 미치는 영향을 연구하기 위하여 실내 토조와 충적층 현장에서 GPR 조사를 수행하였다. 실내의 모래 채움 토조 실험에서, 지하수위를 변화시키기 위해 물을 탱크 바닥에 설치된 밸브를 통해 주입하고 배수시켰다. 지하수위와 수분포화도를 추정하기 위하여 모래 채움 토조에서 GPR 수직반사법(이후, VRP) 자료가 획득되었다. 실내 모래 채움 토조에서 획득된 GPR 신호는, 지하수위는 물론 함수율 변화에도 민감하게 반응함을 보여준다. 불포화대에서 GPR 속도는 함수율 변화에 따라 크게 조절되며, 주시 시간의 증가는 포화도의 증가로 해석된다. 함안군 이룡리 낙동강변 충적층에서 220m에 달하는 VRP 조사가, 지하수위를 추정하기 위하여 수행되었다. 현장 조사 결과, 포화 조건에서 GPR 신호의 첫 번째 반사면은 모관 상승에 의한 경계부를 지시하며, 실제 지하수면과는 차이가 있음을 지시한다. 보다 정확한 지하수위를 추정하기 위하여, Well-3호공 주변에서 중앙공심점(common mid-point, 이후, CMP) 방식 GPR 조사를 수행하였다. 그 결과, 모관 상승 경계부와 지하수면으로부터 반사되는 CMP 자료는 쌍곡선 형태를 보였다. NMO(nomal move-out) 보정을 통해, CMP 조사 자료로부터 GPR 신호의 속도를 구하였고, 이는 보다 상세한 지하수면과 심도별 포화도 정보를 제공하였다. 지하수면과 포화도 정보를 포함하는 GPR 조사결과는 통기대의 현장 수리 지질학적 특성 조사에 유용한 수단이다.

• 대한방사선기술학회지:방사선기술과학
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• 제35권2호
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• pp.157-164
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• 2012

본 논문의 목적은 쐐기필터를 사용한 방사선조사면에서 다양한 조직전자밀도가 선량분포에 미치는 영향을 분석하고자 함이다. 구성된 물질에 따라 밀도가 다른 고체 팬텀, 코르크팬텀, 그리고 공기층에서 동적쐐기필터와 금속쐐기필터를 이용하여 선량분포의 변형정도를 평가하였다. 본 실험에서는 매질 내 삽입이 용이하고 우수한 선량특성을 가지고 있는 레디오크로믹 필름(Gafchromic EBT2, International Speciality Products, NJ)을 사용하였다. 선형가속기 6 MV 광자선을 이용해서 $10{\times}10cm^2$ 조사면에 400 MU를 조사하였다. 필름의 선량분포는 선량 분석프로그램을 이용하여 조사면 내 영역과 반음영 영역을 분석하였다. 조직의 밀도가 같을 때 동적쐐기필터와 금속 쐐기필터의 선량분포는 금속 쐐기필터 선량이 동적쐐기필터 선량보다 높게 나타났다. 조직전자밀도가 다른 부위에 쐐기필터의 종류에 따른 선량분포는 고체팬텀과 코르크 팬텀에서 2% 이내 차이를 나타내고 있었다. 그러나 공기층에서 선량분포는 고체팬텀이나 코르크 팬텀의 선량분포와 큰 차이를 보이고 있다. 공기층에서 쐐기필터의 선량분포는 쐐기 사용 효과가 나타나지 않고 있다. 쐐기필터의 두꺼운 부분과 얇은 부분 밖에서 반음영의 크기는 1 cm에서 2 cm 정도 크게 두꺼운 부분에서 크게 나타났다. 그리고 금속 쐐기필터에서 반음영이 동적쐐기필터 보다 평균 6.4%정도 높게 반음영이 나타났다. 본 실험을 통해 공기층과 같이 조직전자밀도 현저히 작은 매질에서는 쐐기필터의 효과가 크게 떨어지는 것과 불균질 물질에 따라 흡수되는 선량분포가 크게 변형되는 것을 알 수 있었다. 따라서 조직전자밀도의 차이가 큰 부위의 방사선치료계획 시 쐐기필터의 적용에 따른 적절한 보정이 이루어져야 한다.

• 한국수자원학회논문집
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• 제41권7호
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• pp.701-709
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• 2008

표면영상유속계(SIV)는 영상 처리 기술을 이용하여 수표면의 유속을 측정하는 장비이다. 표면영상유속계는 하천의 유속을 매우 간편하게 측정할 수 있도록 한다. 그러나, 표면영상유속계를 이용하여 유량을 산정하고자 할 경우, 하천 표면의 평면 측량 자료와 하천의 단면 측량 자료가 반드시 필요하다. 이 때문에 표면영상유속계의 간편성과 유용성에도 불구하고, 이용자들이 쉽게 이용하기 어렵다는 그릇된 인식을 줄 수 있다. 만일 효율적이고 간편하게 하천의 평면을 추정할 수 있다면, 표면영상유속계를 마치 일반적인 프로펠러 유속계처럼 쉽게 이용할 수 있을 것이며, 그 적용성도 크게 증진될 것이다. 이 연구는 보정된 카메라를 이용하여 실제의 평면 좌표(물리 좌표)를 추정하는 방법에 대한 것이다. 이 방법을 이용하면 유속장을 추정하는 과정을 반자동화할 수 있다. 보정된 카메라에서 평면 좌표를 산정하기 위해 사진 측량학적 기법을 채택하였다. 이 기법들은 컴퓨터 시각 분야에서 오랜 동안 연구되어 온 것이다. 이 기법을 표면영상유속계에 적용하여 사영 변환을 위한 참조점들의 좌표를 구할 수 있다. 이를 통해 참조점 측량에 대한 번거로운 과정을 생략할 수 있다. 개발된 방법을 실제 적용해 본 결과는 오차를 무시할 수 있을 정도임을 입증하였다.

• 자원환경지질
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• 제12권4호
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• pp.181-195
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• 1979

The Nambu orebodies of the Okbang tungsten mine are hosted in the Precambrian amphibolite and Weonnam formation. These orebodies can be classified into two types; The scheelite-bearing ore vein occurring in the amphibolite (the Nambu 1, 2 adits) and tungsten-bearing quartz vein along the contact between the amphibolite and the Weonnam formation (the Young-ho, -1, -2, -3 levels). The scheelite-bearing ore vein in the amphilbolite is discontinuous, narrow, and highly irregular in geometry, occurring only within the amphibolite with which of the vein is graduational. Based on these feature of the mode of occurrence, the origin of this ore type might be attributed to a potential segregation of tungsten ore fluid in situ from hornblenditic basic magma of the host rock. Tungsten-bearing quartz vein, however, is considered to have deposited along the N30-60E trending fractures as a later hypothermal vein after the hornblendite was emplaced. The principal ore mineral is scheelite with minor amount of wolframite, and the gangue minerals are quartz, and small amounts of fluorite, pyrrhotite, chalcopyrite and calcite. Fluid inclusion study of minerals from the Nambu orebody reveals that the fluids in fluorite of the scheelite-bearning ore vein attained a temperature range of $208{\sim}256^{\circ}C$ and those in quartz from the tungsten-bearing quartz vein a temperature range of $220{\sim}357^{\circ}C$. The real formation temperatures can be somewhat higher than filling temperatures, if pressure correction is made. Chemical analysis of 8 amphibolitc samples on major and some trace elements indicate that the amphibolite is igneous origin. On a Niggli diagram (al-alk)versus c, the analytical values are plotted on an igneous field, and on a Niggli diagram mg versus c they follow a karroo igneous trend line. According to the Ba, Cr, and Ni versus Niggli mg plots suggested by Leake (1964), Okbang amphibolite fall outside a pelitic field and compare favorably with his plots form ortho-amphibolites. Analitical values of $MoO_3$ of 8 samples of scheelite minerals from the Nambu orebody indicate that the tungsten-bearing quartz vein (type n) of Nambu orebody shows a range from 1. 69% to 4.38% which is higher than 0.94%~3.25% $MoO_3$ for the scheelite-bearing ore vein (type I). This fact indicates that the type II was deposited in a lower $fO_2/higher$ $fO_2$ environment and under lower temperature than the type I. Analysis of major components $WO_3$, MnO, and FeO of 6 samples of wolframite from the type II veins revealed that they contain 73.35~76.2% $WO_3$, 7.94~11.63% MnO, and 10.53~14.82% FeO. MnO/FeO ratios of wolframite shows the range of 0.85~1.17 which suggests a slightly higher temperature type of deposits than other major tungsten deposits in the country.

• 한국수자원학회논문집
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• 제42권6호
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• pp.493-503
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• 2009

레이더 강우의 편의 추정은 근본적으로 레이더 강우의 평균과 참값으로 가정되는 우량계 강우의 평균과의 차이를 결정하는 문제이다. 두 관측치의 차이를 정확히 결정하기 위해서는 두 관측치의 차이에 대한 분산이 매우 작아야 하며, 따라서 비교되는 관측치의 수가 충분히 확보되어야 한다. 즉, 이 문제는 두 관측치의 차이에 대한 분산의 규모를 주어진 조건에 맞추기 위해 필요한 우량계의 수를 결정하는 것이 된다. 본 연구에는 특히 일부 지역에만 우량계의 설치가 가능한 경우를 대상으로 하고자 한다. 이는 임진강 유역에 대해 강우레이더를 운영하는 경우에 해당하는 문제이며, 또한 바다와 접한 지역에서 레이더를 설치 운영할 경우에도 발생하는 문제이다. 본 연구에서는 임진강 유역을 대상으로 하였으며, 전체 유역의 약 1/3정도인 하류유역에서만 우량계 자료가 가용한 경우와 전체 유역에 대해 우량계 강우가 가용한 경우의 차이를 비교하였다. 이러한 분석결과를 토대로 임진강 유역 전체 지역에 고르게 우량계가 분포할 경우의 관측정도를 얻기 위한 하류유역의 우량계 밀도를 제시하였다.

• 자원환경지질
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• 제34권4호
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• pp.355-373
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• 2001

옥천비변성대내 예미지역 23개지점으로부터 총 256개의 정향 코어시료를 채취하여 잔류자기 연구를 실시하였다. 연구지역은 태백과 영월사이의 두위봉형 퇴적지역이며 지리적 중심좌표는 37.18$^{\circ}$N, 128.61$^{\circ}$E이다. 일부 시료들에서는 교류 자기세척이 효과를 발휘하였으나 대부분의 경우 고온 열 세척이 특성잔류자기를 추출하는 주요 수단이었다. 캄브리아기 지층(화절층)의 특성잔류자기는 현재자기장 방향과 다르며 100%의 지층경사보정에서 최대의 군집을 이루어 1차잔류자기의 가능성을 제시하였으나 통계학적 습곡검사를 통과하지는 못하였다. 오도비스기 지층 (막골석회암, 고성석회암)의 경우에는 잔류자기 강도가 매우 낮았으며 또한 심하게 재자화되어 있었다. 석탄기 지층(홍점통)의 특성잔류 자기는 습곡검사와 역자화검사를 통과하는 습곡이전의 1차잔류자기이었는데 교류 세척과 열 세척으로 나타난 각각의 안정 잔류자기 방향이 서로 일치를 보여서 1차잔류자기라는 확신을 굳혀주었다. 이 석탄기 지층(홍점통)의 특성잔류자기는 습곡검사와 역자화검사를 통과하는 습곡이전의 1차잔류자기이었는데 교류 세척과 열 세척으로 나타난 각각의 안정 잔류자기 방향이 서로 일치를 보여서 1차잔류자기라는 확신을 굳혀주었다. 이 석탄기 지층의 특성잔류자기는 한노두에서도 지층의 상하부에 따라 방향이 상당히 다르게 나타나는데 이는 홍점통이 퇴적되는 동안 지구의 자극이 이동되었던 데에 기인한 것으로 해석된다. 석탄기 지층을 상하부로 구분하여 평균 특성잔류자기 방향을 산출하고 이로부터 고자기학적 북극의 위치를 구하여 중국의 것과 비교하면 북중국지괴(NCB)의 것과 매우 유사한 반면 남중국지괴(SCB)의 것과는 판이하게 다르다. 따라서 예미지역은 석탄기동안에 북중국지괴의 일부였거나 최소한 이에 근접하여 있었음을 알 수 있다. 페름기 지층(사동통, 고방산통)으로부터는 현재자장방향으로 재자화된 습곡이후의 2차잔류자기만이 검출되었다.

• Asian-Australasian Journal of Animal Sciences
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• 제29권2호
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• pp.299-306
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• 2016

Body temperature (BT) monitoring in cattle could be used to early detect fever from infectious disease or physiological events. Various ways to measure BT have been applied at different locations on cattle including rectum, reticulum, milk, subcutis and ear canal. In other to evaluate the temperature stability and reliability of subcutaneous temperature (ST) in highly fluctuating field conditions for continuous BT monitoring, long term ST profiles were collected and analyzed from cattle in autumn/winter and summer season by surgically implanted thermo-logger devices. Purposes of this study were to assess ST in the field condition as a reference BT and to determine any location effect of implantation on ST profile. In results, ST profile in cattle showed a clear circadian rhythm with daily lowest at 05:00 to 07:00 AM and highest around midnight and rather stable temperature readings (mean${\pm}$standard deviation [SD], $37.1^{\circ}C$ to $37.36^{\circ}C{\pm}0.91^{\circ}C$ to $1.02^{\circ}C$). STs are $1.39^{\circ}C$ to $1.65^{\circ}C$ lower than the rectal temperature and sometimes showed an irregular temperature drop below the normal physiologic one: 19.4% or 36.4% of 54,192 readings were below $36.5^{\circ}C$ or $37^{\circ}C$, respectively. Thus, for BT monitoring purposes in a fever-alarming-system, a correction algorithm is necessary to remove the influences of ambient temperature and animal resting behavior especially in winter time. One way to do this is simply discard outlier readings below $36.5^{\circ}C$ or $37^{\circ}C$ resulting in a much improved mean${\pm}$SD of $37.6^{\circ}C{\pm}0.64^{\circ}C$ or $37.8^{\circ}C{\pm}0.55^{\circ}C$, respectively. For location the upper scapula region seems the most reliable and convenient site for implantation of a thermo-sensor tag in terms of relatively low influence by ambient temperature and easy insertion compared to lower scapula or lateral neck.

• Journal of Astronomy and Space Sciences
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• 제27권2호
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• pp.153-160
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• 2010

We modified the optical system of 500 mm wide-field telescope of which point spread function showed an irregularity. The telescope has been operated for Near Earth Space Survey (NESS) located at Siding Spring Observatory (SSO) in Australia, and the optical system was brought back to Korea in January 2008. After performing a numerical simulation with the tested value of surface figure error of the primary mirror using optical design program, we found that the surface figure error of the mirror should be fabricated less than root mean square (RMS) $\lambda$/10 in order to obtain a stellar full width at half maximum (FWHM) below $28\;{\mu}m$. However, we started to figure the mirror for the target value of RMS $\lambda$/20, because system surface figure error would be increased by the error induced by the optical axis adjustment, mirror cell installation, and others. The radius of curvature of the primary mirror was 1,946 mm after the correction. Its measured surface figure error was less than RMS $\lambda$/20 on the table of polishing machine, and RMS $\lambda$/15 after installation in the primary mirror cell. A test observation performed at Daeduk Observatory at Korea Astronomy and Space Science Institute by utilizing the exiting mount, and resulted in $39.8\;{\mu}m$ of stellar FWHM. It was larger than the value from numerical simulation, and showed wing-shaped stellar image. It turned out that the measured-curvature of the secondary mirror, 1,820 mm, was not the same as the designed one, 1,795.977 mm. We fabricated the secondary mirror to the designed value, and finally obtained a stellar FWHM of $27\;{\mu}m$ after re-installation of the optical system into SSO NESS Observatory in Australia.